> 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 – 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:
Недостатки рефракторов:
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;
Максимально яркие и четкие изображения с минимальным искажением.
Хроматическая аберрация сведена к нулю.
Недостатки рефлекторов:
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
Недостатки катадиоптрических телескопов:
ГОУ Центр образования №548 «Царицыно»
Степанова Ольга Владимировна
Реферат по астрономии
Тема реферата: «Принцип работы и назначение телескопа»
Учитель: Закурдаева С.Ю
1. Введение
2. История телескопа
3. Виды телескопов. Основные назначения и принцип работы телескопа
4. Рефракторные телескопы
5. Рефлекторные телескопы
6. Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические)
7. Радиотелескопы
8. Космический телескоп «Хаббл»
9. Заключение
10. Список использованной литературы
1. Введение
Звёздное небо очень красивое, оно привлекает к себе большой интерес и внимание. С давних пор люди пытались познать, что есть вне планеты Земля. Желание познать и изучить двигало людей к поиску возможностей изучения космоса, поэтому был изобретён телескоп. Телескоп – одно из главных приборов, который помогал и помогает изучать космос, звёзды, планеты. Я считаю, что важно знать об этом приборе, потому что каждый из нас хоть раз смотрел или же обязательно когда-нибудь посмотрит в телескоп. И обязательно откроет для себя что-нибудь неописуемо красивое и новое.
Астрономия является одной из древнейших наук, истоки которой относятся к каменному веку (VI – III тысячелетия до н.э.). Астрономия изучает движение, строение, происхождение и развитие небесных тел и их систем.
Человек начал изучать Вселенную с того, что видел в небе. И на протяжении многих веков астрономия оставалась чисто оптической наукой.
Человеческий глаз – весьма совершенный оптический прибор, созданный природой. Он способен улавливать даже отдельные кванты света. С помощью зрения человек воспринимает более 80% информации о внешнем мире. Академик С.И.Вавилов пришёл к выводу, что глаз человека способен улавливать ничтожные порции света – всего около десятка фотонов. С другой стороны, глаз может выдерживать воздействие мощных световых потоков, например, от Солнца, прожектора или электрической дуги. Кроме того, человеческий глаз представляет собой весьма совершенную широкоугольную оптическую систему с большим углом зрения. Тем не менее, у глаза с точки зрения требований астрономических наблюдений имеются и весьма существенные недостатки. Главный из них состоит в том, что он собирает слишком мало света. Поэтому, глядя на небо невооруженным глазом, мы видим далеко не всё. Мы различаем, например, всего немногим более двух тысяч звезд, в то время как их там миллиарды миллиардов.
Поэтому в астрономии произошла настоящая революция, когда на помощь глазу пришел телескоп. Телескоп – это основной прибор, который используется в астрономии для наблюдения небесных тел, приёма и анализа происходящего от них излучения. Так же при помощи телескопов делают исследования спектральных излучений, рентгеновские фотографии, фотографии небесных объектов в ультрофиалете и др. Слово «телескоп» происходит от двух греческих слов: tele – далеко и skopeo – смотрю.
2. История телескопа
Трудно сказать, кто первый изобрел телескоп. Известно, что еще древние употребляли увеличительные стекла. Дошла до нас и легенда о том, что якобы Юлий Цезарь во время набега на Британию с берегов Галлии рассматривал в подзорную трубу туманную британскую землю. Роджер Бекон, один из наиболее замечательных ученных и мыслителей XIII века, он изобрел такую комбинацию линз, с помощью которой отдаленные предметы при рассматривании их кажутся близкими.
Так ли это было в действительности – неизвестно. Бесспорно, однако, что в самом начале XVII века в Голландии почти одновременно об изобретении подзорной трубы заявили три оптика – Липерсчей, Меунус, Янсен. К концу 1608 года первые подзорные трубы были изготовлены и слухи об этих новых оптических инструментах быстро распространились по Европе.
Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем.Галилео. Галилей родился в 1564 году в итальянском городе Пиза. Как сын дворянина Галилей получил образование при монастыре и в 1595 году стал профессором математики в Падуанском университете, одном из ведущих европейских университетов того времени, расположенном на территории Венецианской республики. Руководство университета позволяло заниматься исследованиями, и его открытия о движении тел завоевали широкое признание. В 1609 году до него дошли сведения об изобретении оптического устройства, позволявшего наблюдать отдаленные небесные объекты. За короткое время Галилей изобрёл и соорудил несколько собственных телескопов. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Он пользовался телескопами для изучения небесных тел, а количество наблюдаемых им звёзд в 10 раз превосходило количество звёзд, которое можно видеть невооружённым глазом. 7 января 1610 года Галилей впервые направил построенный им телескоп на небо. Он обнаружил, что поверхность Луны густо покрыта кратерами, и открыл 4 крупнейших спутника Юпитера. При наблюдении в телескоп планета Венера оказалась похожа на маленькую Луну. Она меняла свои фазы, что свидетельствовало об ее обращении вокруг Солнца. На самом Солнце (поместив перед глазами темное стекло) ученый увидел черные пятна, опровергнув тем самым общепринятое учение Аристотеля о «неприкосновенной чистоте небес». Эти пятна смещались по отношению к краю Солнца, из чего сделал правильный вывод о вращении Солнца вокруг оси. В темные ночи, когда небо было чистым, в поле зрения галилеевского телескопа было видно множество звезд, недоступных невооруженному глазу. Открытия Галилея положили начало телескопической астрономии. Но его телескопы, утвердившие окончательно новое коперническое мировоззрение, были очень не совершенны.
Телескоп Галилея
Рисунок 1. Телескоп Галилея
Линза А, обращенная к объекту наблюдения, называется Объективом, а линза В, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр. Если линза толще посередине, чем на краях, она называется Собирающей или Положительной, в противном случае – Рассеивающей или Отрицательной. В телескопе Галилея объективом служила плоско - выпуклая линза, а окуляром – плоско – вогнутая.
Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу, сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну. Прямая, соединяющая центры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.
Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы. Попадающий на них параллельно оптической оси пучок света они рассеивают и в фокусе такой линзы сходятся не сами лучи, а их продолжения. Потому рассеивающие линзы имеют, как говорят, мнимый фокус и дают мнимое изображение. На (рис. 1) показан ход лучей в галилеевском телескопе. Так как небесные светила, практически говоря, находятся «в бесконечности», то изображения их получаются в фокальной плоскости, т.е. в плоскости, проходящей через фокус F и перпендикулярной оптической оси. Между фокусом и объективом Галилей поместил рассеивающую линзу, которая давала мнимое, прямое и увеличенное изображение MN. Главным недостатком галилеевского телескопа было очень малое поле зрения (так называют угловой поперечник кружка тела, видимого в телескоп). Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать его очень трудно. По той же причине галилеевские телескопы после смерти их создателя в астрономии не употреблялись.
Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение фокусного расстояния объектива значительно улучшает качество изображения. В результате этого в XVII веке на свет появились телескопы с фокусным расстоянием почти 100 метров (телескоп А.Озу имел длину 98 метров). Телескоп при этом не имел трубы, объектив располагался на столбе на расстоянии почти 100 метров от окуляра, который наблюдатель держал в руках (так называемый, "воздушный" телескоп). Наблюдать с таким телескопом было очень неудобно и Озу не сделал ни одного открытия. Однако, Христиан Гюйгенс, наблюдая с 64-метровым "воздушным" телескопом открыл кольцо Сатурна и спутник Сатурна - Титан, а также заметил полосы на диске Юпитера. Другой астроном того времени, Жан Кассини с помощью воздушных телескопов открыл еще четыре спутника Сатурна (Япет, Рея, Диона, Тефия), щель в кольце Сатурна (щель Кассини), "моря" и полярные шапки на Марсе.
3. Виды телескопов. Основные назначения и принцип работы телескопа
Телескопы, как известно, бывают нескольких видов. Среди телескопов для визуального наблюдения(оптические) выделяют 3 типа:
1. Рефракторные
Используется система линз. Лучи света от небесных объектов собираются при помощи линзы и путём преломления попадает в окуляр телескопа и даёт увеличенное изображение космического объекта.
2. Рефлекторы
Основным компонентом такого телескопа является вогнутое зеркало. Оно используется для фокусирования отражённых лучей.
3. Зеркально– линзовые
В данном типе оптических телескопов используется система зеркал и линз.
Оптическими телескопами, как правило, пользуются астрономы - любители.
Учёные для своих наблюдений и анализов используют дополнительные виды телескопов. Радиотелескопы используют для приёма радиоизлучений. Например всем известная программа по поиску внеземного разума под названием HRMS, которая подразумевала одновременное прослушивание радиошумов неба на миллионах частот. Деятелями этой программы были NASA. Началась данная программа в 1992 году. Но сейчас она ни каких поисков уже не ведёт. В рамках этой программы были проведены наблюдения с помощью 64-метрового Радиотелескопа в Параксе (Австралия), в национальной радиоастрономической обсерватории в США и на 305 - метровом радиотелескопе в Аресибо, но они не дали результатов.
Телескоп имеет три основных назначения:
Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше у него размер главного светособирающего элемента - линзы или зеркала, тем больше света он собирает. Важно, что именно общее количество собранного света в конечном счете определяет уровень детализации видимого - будь то удаленный ландшафт или кольца Сатурна. Хотя увеличение, или сила для телескопа тоже важно, оно не имеет решающего значения в достижении уровня детализации.
4. Рефракторные телескопы
Преломляющие телескопы, или рефракторы, в качестве главного светособирающего элемента используют большую линзу-объектив. Рефракторы всех моделей включают ахроматические (двухэлементные) объективные линзы - таким образом сокращается или практически устраняется ложный цвет, который влияет на получаемый образ, когда свет проходит через линзу. При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.
При создании рефрактора два обстоятельства определяли успех: высокое качество оптического секла и искусство его шлифовки. По почину Галилея многие из астрономов сами занимались изготовлением линз. Пьера Гинан, учёный XVIII, решил научиться изготовлять рефракторы. В 1799 году Гинану удалось отлить несколько отличных дисков поперечником от 10 до 15 см – успех по тем временам неслыханный. В 1814 г. Гинан изобрел остроумный способ для уничтожения струйчатого строения в стеклянных болванках: отлитые заготовки распиливались и, после удаления брака, снова спаивались. Тем самым, открывая путь к созданию крупных объективов. Наконец Гинану удалось отлить диск диаметром 18 дюймов (45 см). Это был последний успех Пьера Гинана. Над дальнейшей разработкой рефракторов работал знаменитый американский оптик Альван Кларк. Объективы изготовлялись в американском Кембридже, причем испытание их оптических качеств производилось на искусственной звезде в тоннеле длиной 70м. Уже к 1853 году Альван Кларк достиг значительных успехов: в изготовленные им рефракторы удалось наблюдать ряд неизвестных ранее двойных звезд.
В 1878 году Пулковская обсерватория обратилась к фирме Кларка с заказом на изготовление 30-дюймового рефрактора, самого крупного в мире. На изготовление этого телескопа российское правительство ассигновало 300000 рублей. Заказ был выполнен за полтора года, причем объектив изготовил сам Альван Кларк из стекол парижской фирмы Фейль, а механическая часть телескопа была сделана немецкой фирмой Репсальд.
Новый Пулковский рефрактор оказался превосходным, одним из лучших рефракторов мира. Но уже в 1888 году на горе Гамильтон в Калифорнии начала свою работу Ликская обсерватория, оснащенная 36-дюймовым рефрактором Альвана Кларка. Отличные атмосферные условия сочетались здесь с превосходными качествами инструмента.
Рефракторы Кларка сыграли огромную роль в астрономии. Они обогатили планетарную и звездную астрономию открытиями первостепенного значения. Успешная работа на этих телескопах продолжается и поныне.
Рисунок 2. Рефракторный телескоп
Рисунок 3. Рефракторный телескоп
5. Рефлекторные телескопы
Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы. Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы. Это отражающие телескопы, и для сбора света и формирования изображения в них используется вогнутое главное зеркало. В рефлекторах ньютоновского типа, маленькое плоское вторичное зеркало отражает свет на стенку главной трубы.
Главное преимущество рефлекторов – отсутствие у зеркал хроматической аберрации. Хроматическая аберрация – искажение изображения, связанное с тем, что световые лучи различных длин волн собираются после прохождения линзы не различном расстоянии от неё; в результате изображение размывается и края его окрашиваются. Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.
Есть, конечно, недостатки и у зеркальных телескопов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.
В 1663 году Грегори создал схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало.
В 1664 году Роберт Гук изготовил рефлектор по схеме Грегори, но качество телескопа оставляло желать лучшего. Лишь в 1668 году Исаак Ньютон, наконец, построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.
В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор, чуть больше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется до сих пор.
Рисунок 4. Рефлекторный телескоп
Рисунок 5. Рефлекторный телескоп (система Ньютона)
6. Зеркально– линзовые телескопы (катадиоптрические)
Стремление свести к минимуму всевозможные аберрации телескопов рефлекторов и рефракторов привело к созданию комбинированных зеркально-линзовых телескопов. Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.
В этих инструментах функции зеркал и линз разделены таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляют аберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан жившим в 1930 году в Германии оптиком Б. Шмидтом. В телескопе Шмидта главное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, а значит, тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал. Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьма заметными аберрациями, в первую очередь сферической. Сферическая аберрация – это искажение в оптических системах, связанное с тем, что световые лучи от точечного источника, расположенного на оптической оси, не собираются в одну точку с лучами, прошедшими через удалённые от оси части системы. Для того чтобы максимально уменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны главного зеркала тонкую стеклянную коррекционную линзу. На глаз она кажется обыкновенным плоским стеклом, но на самом деле поверхность ее очень сложная (хотя отклонения от плоскости не превышают нескольких сотых долей мм.). Она рассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому и астигматизм главного зеркала. При этом происходит как бы взаимная компенсация аберраций зеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются неисправленными второстепенные аберрации, телескопы такого вида заслуженно считаются лучшими для фотографирования небесных тел. Главная беда телескопа Шмидта заключается в том: из-за сложной формы коррекционной пластинки изготовление её сопряжено с огромными трудностями. Поэтому создание крупных камер Шмидта – редкое событие в астрономической технике.
В 1941 году известный советский оптик Д. Д. Максутов изобрел новый тип зеркально-линзового телескопа, свободного от главного недостатка камер Шмидта. В системе Максутова как и в системе Шмидта главное зеркало имеет сферическую вогнутую поверхность. Однако вместо сложной коррекционной линзы Максутов использовал сферический мениск – слабую рассеивающую выпукло-вогнутую линзу, сферическая аберрация которой полностью компенсирует сферическую аберрацию главного зеркала. А так как мениск слабо изогнут и мало отличается от плоско - параллельной пластинки, хроматическую аберрацию он почти не создает. В системе Максутова все поверхности зеркала и мениска сферические, что сильно облегчает их изготовление.
Рисунок 5. Зеркально-линзовый телескоп
7. Радиотелескопы
Радиоизлучение из космоса достигает поверхности Земли без значительного поглощения. Для его приёма построены самые крупные астрономические инструменты – радиотелескопы. Радиотелескоп – это астрономический инструмент, предназначенный для исследования небесных тел в диапазоне радиоволн. Принцип действия радиотелескопа основан на приеме и обработке радиоволн и волн других диапазонов электромагнитного спектра от различных источников излучения. Такими источниками являются: Солнце, планеты, звезды, галактики, квазары и другие тела Вселенной, а так же газ. Металлические зеркала-антенны, которые достигают в диаметре нескольких десятков метров, отражают радиоволны и собирают их подобно оптическому телескопу-рефлектору. Для регистрации радиоизлучения используются чувствительные радиоприёмники.
Благодаря соединению отдельных телескопов удалось значительно повысить их разрешение. Радиоинтерферометры гораздо «зорче» обычных радиотелескопов, так как они реагируют на очень малые угловые смещения светила, а значит, позволяют исследовать объекты с небольшими угловыми размерами. Иногда, радиоинтерферометры состоят не из двух, а из нескольких радиотелескопов.
8. Космический телескоп «Хаббл»
С выводом на орбиту телескопа имени Хаббла (HUBBLE SPACE TELESCOPE - HST), астрономия сделала гигантский рывок вперед. Будучи расположенным за пределами земной атмосферы, HST может фиксировать такие объекты и явления, которые не могут быть зафиксированы приборами на Земле. Изображения объектов, наблюдаемых с помощью наземных телескопов, выглядят расплывчатыми из-за атмосферной рефракции, а также из-за дифракции в зеркале объектива. Телескоп «Хаббл» позволяет вести более детальные наблюдения. Проект HST был разработан в НАСА при участии Европейского Космического Агентства (ESA). Этот телескоп-рефлектор, диаметром 2,4 м (94,5 дюйма), выводится на низкую (610 километров) орбиту с помощью американского корабля Спейс Шаттл (SPACE SHUTTLE).Проект предусматривает периодическое техническое обслуживание и замену оборудования на борту телескопа. Проектный срок эксплуатации телескопа - 15 и более лет.
С помощью космического телескопа «Хаббл» астрономы смогли более точно измерить расстояния до звёзд и галактик, уточнив связь между средней абсолютной величиной цефеид и периодом изменения их блеска. Эта связь затем использовалась для более точного определения расстояний до других галактик через наблюдение отдельных цефеид в этих галактиках. Цефеиды – это пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно меняется в определённых пределах за постоянный период, составляющий от 1 до 50 суток. Большим сюрпризом для астрономов, использующих телескоп «Хаббл», было открытие скоплений галактик в направлениях, которые ранее считались пустым космическим пространством.
9. Заключение
Наш мир очень стремительно меняется. В сфере изучений и науки наблюдается прогресс. Каждое новое изобретение является началом для последующих изучений какой-либо сферы и создания чего-нибудь нового или более усовершенствованного. Так и в астрономии - с созданием телескопа было открыто множество нового, а началось все с создания простого, с точки зрения нашего времени, телескопа Галилея. На сегодняшний день человечество смогло даже вынести телескоп в космос. Мог ли об этом подумать Галилей, когда создавал свой телескоп?
Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше у него размер главного светособирающего элемента - линзы или зеркала, тем больше света он собирает. Важно, что именно общее количество собранного света, в конечном счете, определяет уровень детализации видимого.
В итоге телескоп имеет три основных назначения: он собирает излучения от небесных светил на приемное устройство; строит в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба; помогает различать объекты, расположеные на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.
В наше время невозможно представить изучение астрономии без телескопов.
Список использованной литературы
«Устройство, назначение, принцип работы, типы и история телескопа».
8. http://referat.wwww4.com; реферат Виталия Фомина на тему «Принцип
работы и назначение телескопа».
ГОУ Центр образования №548 «Царицыно» Степанова Ольга Владимировна Реферат по астрономии Тема реферата: «Принцип работы и назначение телескопа» Учитель: Закурдаева С.Ю Лудза 2007Чтобы увеличить наблюдаемый астрономический объект, нужно собрать свет от этого объекта и сфокусировать его(т.е изображение объекта) в какой-либо точке.
Это может сделать либо объектив из линз, либо специальное зеркало.
*Рефракторы - свет собирает линзовый объектив. Он же и создаёт изображение предмета в точке, которое затем рассматривается в окуляр.
*Рефлекторы - свет собирает вогнутое зеркало, затем свет отражается маленьким плоским зеркалом к поверхности трубы телескопа, где можно наблюдать изображение.
*Зеркально-линзовые (катадиоптрические) - используются вместе и линзы, и зеркала.
Во-первых, увеличение телескопа не главная его характеристика! Основная характеристика всех телескопов - апертура = диаметр объектива(или зеркала). Большая апертура позволяет телескопу собрать больше света, следовательно, наблюдаемое светило будет более четким, лучше будут видны подробности, большие увеличения можно будет применять.
Далее нужно узнать, какие магазины в вашем городе торгуют телескопами. Лучше покупать в магазинах, специализирующихся на продаже только телескопов и других оптических приборов. Иначе, внимательно проверяйте телескоп: линзы должны быть без царапин, в комплекте - все окуляры, инструкция по сборке и т.п. Можно заказать телескоп и через интернет-магазин(например, здесь). В этом случае, у вас будет больший выбор. Не забудьте узнать способы доставки телескопа и оплаты.
Плюсы и минусы основных видов телескопов:
Рефракторы: более долговечны, для них нужен меньший уход (т.к линзы находятся в закрытой трубе). Изображение, получаемое через рефрактор, более контрастное и насыщенное. 100% пропускает свет (при просветленном объективе). Температурные перепады мало влияют на качество изображения.
-Рефракторы: дороже, чем рефлекторы, наличие хроматической аберрации. (у апохроматических рефракторов она меньше выражена, чем у ахроматических рефракторов) Небольшая светосила.
Рефлекторы: дешевле рефракторов, отсутствие хроматической аберрации, небольшая длина трубы.
-Рефлекторы: необходимость юстировки (установка всех оптических поверхностей на свои расчетные места), меньший контраст изображения, открытая труба (=>загрязнение зеркала). Серебряное покрытие главного зеркала через несколько лет может ухудшиться. При выносе телескопа из теплого помещения на холодный воздух зеркало запотевает - требуется до 30 минут простоя. Рефлекторы пропускают на 30-40% меньше света, чем рефракторы с той же апертурой.
Зеркально-линзовые: компактные, отсутствие хроматизма и некоторых других искажений, которые есть в рефлекторах. Труба закрыта.
-Зеркально-линзовые: высокие светопотери на переотражения в зеркалах, достаточно тяжелые, высокая цена.
Первый критерий при выборе телескопа - апертура. Всегда действует правило: чем больше апертура, тем лучше . Правда, на телескоп с большей апертурой, больше влияет атмосфера. Бывает, светило видно лучше в телескоп с намного меньшей апертурой, чем с большей. Однако, за городом или когда атмосфера стабильная, телескоп с большей апертурой покажет намного больше.
Не забывайте про оптику: она должна быть обязательно стеклянной и с просветлением.
Важно знать, что 100 мм рефрактор примерно соответствует 120-130 мм рефлектору (опять же из-за не 100%-го пропускания света в рефлекторе).
->Про увеличение телескопа: максимальное полезное увеличение телескопа, при котором изображение будет более-менее четким примерно 2*D, где D-апертура в мм (например, для 60 мм рефрактора максимальное полезное увеличение: 2*60=120x). Но! все зависит опять же от оптики: на 60 мм рефракторе, при нормальной оптике и атмосфере, можно получить четкое изображение и до 200x, но не более!).
->Можно встретить телескопы с различными фокусными расстояниями объектива. Длиннофокусный телескоп обычно даёт лучшее изображение, чем короткофокусный(т.к короткофокусный телескоп сложнее изготовить, чтобы не было искажений). Однако длинный фокус объектива, значит, длинная труба телескопа - увеличение габаритов
->Еще одна характеристика телескопа - относительной отверстие - отношение диаметра объектива к фокусному расстоянию. Чем больше относительное отверстие (1/5 больше 1/12), тем изображение светил будет более ярким, с другой стороны - более заметны искажения.
Рефрактор с относительным отверстием 1:10 ~ соответствует рефлектору с относительным отверстием 1:8
->Выбирайте телескоп и по габаритам: если вы будете часто переносить телескоп(выезжать за город, например) - удобнее будет небольшой телескоп, не слишком длинный и не сишком тяжелый. Если же телескоп не будет вывозиться - можно взять и большего размера.
->Стоит обратить внимание на штатив и монтировку телескопа. При слабом штативе изображение будет шататься при каждом прикосновении к телескопу (чем больше увеличение выбрано - тем больше будет шататься)
Существует два типа монтировок: азимутальная и экваториальная:
Азимутальная монтировка позволяет наводить телескоп на объект по двум осям - горизонтальной и вертикальной.
Экваториальная - одна из осей вращения телескопа параллельна оси вращения Земли.
Плюсы и минусы различных видом монтировок
Азимутальной: очень простое устройство. Дешевле, чем экваториальная. Меньше весит, чем экваториальная.
-Азимутальной: изображение светила «убегает» из поля зрения (из-за вращения Земли вокруг своей оси) - необходимо перенаводить телескоп по двум осям (чем больше увеличение, тем чаще)=> будет сложнее фотографировать светила.
Экваториальной: когда светило «убегает» - движением одной ручки монтировки, вы его "догоните".
-Экваториальной: большой вес монтировки. Поначалу будет сложно освоить и настроить монтировку (подробнее про настройку)
Существуют экваториальные монтировки с электроприводом - вам не нужно будет перенаводить телескоп - техника будет делать это за вас
Если будете покупать в магазине - не поленитесь: тщательно осматривайте телескоп: на линзах и зеркалах не должны быть царапины, сколы и другие дефекты. В комплекте должны идти все окуляры, заявленные производителем (можно посмотреть в инструкции, что должно быть в комплекте).
Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше размер главного светособирающего элемента - линзы или зеркала, тем больше света в него попадет. Важно, что именно общее количество собранного света в конечном счете определяет уровень детализации видимого - будь то удаленный ландшафт или кольца Сатурна. Хотя увеличение, или сила для телескопа тоже важно, оно не имеет решающего значения в достижении уровня детализации.
Телескопы постоянно изменяются и совершенствуются, но принцип работы остается одним и тем же.
Телескоп собирает и концентрирует свет
Чем больше выпуклая линза или вогнутое зеркало, тем больше света в него попадает. А чем больше света попадает в , тем более удаленные объекты он позволяет увидеть. Человеческий глаз обладает своей собственной выпуклой линзой (хрусталиком), но эта линза очень мала, поэтому света она собирает довольно мало. Телескоп позволяет увидеть больше именно потому, что его зеркало способно собрать больше света, чем человеческое око.
Телескоп фокусирует световые лучи и создает изображение
Для того, чтобы создать четкое изображение, линзы и зеркала телескопа собирают пойманные лучи в одну точку - в фокус. Если свет не собрать в одну точку, изображение окажется размытым.
Телескопы можно разделить по спосбу работы со светом на "линзовые", "зеркальные" и комбинированные - зеркально-линзовые телескопы.
Рефракторы - преломляющие телескопы. Свет в таком телескопе собирается с помощью двояковыпуклой линзы (собственно, она и является объективом телескопа). Среди любительских инструментов наиболее распространены ахроматы обычно двухлинзовые, но бывают и более сложные. Ахроматический рефрактор состоит из двух линз - собирающей и рассеивающей, что позволяет компенсировать сферические и хроматические аберрации - проще говоря, искажения потока света при проходе через линзу.
В рефракторе Галилея (созданном в 1609 году) использовались две линзы для того, чтобы собрать максимум звездного света. и позволить человеческому глазу его увидеть. Свет, проходя через сферическое зеркало, формирует картинку. Сферическая линза Галилея делает картинку нечеткой. К тому же такая линза разлагает свет на цветовые составляющие, из-за чего вокруг светящегося объекта образуется размытая цветная область. Поэтому выпукаля сферическая собирает звездный свет, а следующая за ней вогнутая линза превращает собранные световые лучи обратно в параллельные, что позволяет вернуть четкость и ясность наблюдаемому изображению.
Рефрактор Кепплера (1611)
Любая сферическая линза преломляет световые лучи, расфокусирует их и размывет картинку. Сферическая линза Кепплера обладает меньшей кривизной и большим фокусным расстоянием, чем линза Галилея. Поэтому точки фокусировки лучей, проходящих через такую линзу, оказываются ближе друг к другу, что позволяет снизить, но не убратть совершенно, искажения изображения. Вообще-то Кепплер сам не создал такого телескопа, но предложенные им улучшения оказали сильное влияние на дальнейшее развитие рефракоторов.
Ахроматический рефрактор
Ахроматический рефрактор создан на основе телескопа Кепплера, но вместо одной сферической линзы в нем используются две линзы различной кривизны. Свет, проходящий через две эти линзы, фокусируется в одной точке, т.е. этот способ позволяет избежать и хроматической, и сферической абберации.
Рефлектор - это любой телескоп, объектив которого состоит только из зеркал. Рефлекторы являются отражающими телескопами, и изображение в таких телескопах оказывается с другой стороны от оптической системы, чем в рефракторах.
Рефлекторный телескоп Грегори (1663)
Джеймс Грегори ввел совершенно новую технологию в изготовление телескопов, придумав телескоп с параболическим главным зеркалом. Изображение, которое можно наблюдать в подобный телескоп, оказывается свободным и от сферических, и от хроматических аберраций.
Рефлектор Ньютона (1668)
Ньютон использовал металлическое главное зеркало для сбора света и следующее за ним направляющее зеркало, которое перенаправляло световые лучи к окуляру. Таким образом удалось справиться с хроматической аберрацией - ведь вместо линз в этом телескопе используются зеркала. Но картинка все равно получилась размытой из-за сферического искривления зеркала.
До сих пор часто рефлектором называется именно телескоп, сделанный по схеме Ньютона. К сожалению, и он не свободен от аберраций. Чуть в сторону от оси и уже начинает проявляться кома (неизопланатизм) - аберрация связанная с неравностью увеличения разных кольцевых зон апертуры. Кома приводит к тому, что пятно рассеивания выглядит как проекция конуса - острой и самой яркой частью к центру поля зрения, тупой и округлой в сторону от центра. Размер пятна рассеивания пропорционален удалению от центра поля зрения и пропорционален квадрату диаметра апертуры. Поэтому особенно сильно проявление комы в так называемых "быстрых" (светосильных) Ньютонах на краю поля зрения.
Ньютоновские телескопы очень популярны и сегодня: они очень просты и дешевы в изготовлении, а значит, средний уровень цен на них гораздо ниже, чем на соответствующие рефракторы. Но сама конструкция накладывает на такой телескоп некоторые ограничения: искажения лучей, проходящих через диагональное зеркало, заметно ухудшают разрешающую способность такого телескопа, а при увеличении диаметра объектива пропорционально увеличивается длинна трубы. В результате телескоп становится слишком большим, да и поле зрения при длинной трубе становится меньше. Собственно, рефлекторы с диаметром больше 15 см практически не производятся, т.к. недостатков у таких приборов будет больше, чем достоинств.
Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.
Диаметр и увеличение
При выборе телескопа важно знать о диаметре объектива, разрешении, увеличении и качеству конструкции и составляющих.
Количество света, собираемого телескопа, напрямую зависит от диаметра (D) главного зеркала или линзы. Количество света, проходящего через объектив, пропорционально его площади.
Кроме диаметра, для характеристики объектива важна величина относительного отверстия (А), равная отношению диаметра к фокусному расстоянию (его еще называют светосилой).
Относительным фокусом называют величину, обратную величине относительного отверстия.
Разрешение - это способность отображения деталей - т.е. чем больше разрешение, тем лучше изображение. Телескоп с высоким разрешением способен разделить два удаленных близких объекта, в то время как в телескоп с низким разрешением будет виден только один, смешанный из двух, объект. Звезды являются точечными источниками света, поэтому наблюдать их сложно, и в телескопе можно увидеть только дифракционное изображение звезды в виде диска с кольцом света вокруг него. Официально предельным разрешением визуального телескопа называют минимальный угловой промежуток между парой одинаковых по яркости звезд, когда они еще видны при достаточном увеличении и отсутствие помех со стороны атмосферы раздельно. Эта величина для хороших инструментов примерно равна 120/D угловых секунд, где D - апертура телескопа (диаметр) в мм.
Увеличения телескопа должны лежать в диапазоне от D/7 до 1,5D, где D - диаметр апертуры объектива телескопа. То есть для трубы с диаметром 100 мм окуляры надо подбирать так, чтобы они обеспечивали увеличения от 15х до 150х.
При увеличении численно равном диаметру объектива, выраженному в миллиметрах, появляются первые признаки дифракционной картины, и дальнейший рост увеличения только ухудшит качество изображения, не давая различить мелкие детали. Помимо этого стоит помнить о дрожании телескопа, атмосферной турбулентности и т.д. Поэтому, при наблюдениях Луны и планет обычно не используют увеличения, превышающие 1,4D - 1,7D.В любом случае, хороший инструмент должен "вытягивать" до 1,5D без существенного ухудшения качества изображения. Лучше всего с этим справляются рефракторы, а рефлекторы с их центральным экранированием уже не могут уверенно работать на таких увеличениях, поэтому, использовать их для наблюдений Луны и планет нецелесообразно.
Верхняя граница рациональных увеличений определяется эмпирически и связана с влиянием дифракционных явлений (при росте увеличения уменьшается размер выходного зрачка телескопа - его выходная апертура). Оказалось, что наивысшее разрешение достигается при выходных зрачках менее 0.7 мм и дальнейший рост увеличения не приводит к увеличению числа подробностей. Напротив, рыхлое, мутное и неяркое изображение создает иллюзию уменьшения детализации. Увеличения большие 1,5D имеют смысл как более комфортные, особенно для людей с дефектами зрения и только по ярким контрастным объектам.
Нижняя граница разумного диапазона увеличений определяется тем, что отношение диаметра объектива к диаметру выходного зрачка (т.е. диаметру выходящего из окуляра пучка света) равно отношению их фокусных расстояний, т.е. увеличению. Если диаметр пучка, выходящего из окуляра, превысит диаметр зрачка наблюдателя, часть лучей будет обрезана, и глаз наблюдателя увидит меньше света - и меньшую часть изображения.
Таким образом вырисовывается следующий ряд рекомендуемых увеличений 2D, 1,4D, 1D, 0,7D, D/7. Увеличение в D/2..D/3 полезно для наблюдения обычных по размерам скоплений и неярких туманных объектов.
Монтировки
Монтировка телескопа - часть телескопа, на которой укрепляется его оптическая труба. Позволяет направить его в наблюдаемую область неба, обеспечивает стабильность его установки в рабочем положении, удобство выполнения наблюдений различного типа. Монтировка состоит из основания (или колонны), двух взаимно перпендикулярных осей для поворотов трубы телескопа, привода и системы отсчёта углов поворота.
В экваториальной монтировке первая ось направлена в полюс мира и называется полярной (или часовой) осью, а вторая лежит в плоскости экватора и называется осью склонений; с нею скреплена труба телескопа. При повороте телескопа вокруг 1-й оси меняется его часовой угол при постоянном склонении; при повороте вокруг 2-й оси изменяется склонение при постоянном часовом угле. Если телескоп установлен на такой монтировке, слежение за небесным телом, движущимся вследствие видимого суточного вращения неба, осуществляется путём поворота телескопа с постоянной скоростью вокруг одной полярной оси.
В азимутальной монтировке первая ось вертикальная, а вторая, несущая трубу, лежит в плоскости горизонта. Первая ось служит для поворота телескопа по азимуту, вторая - по высоте (зенитному расстоянию). При наблюдениях звёзд в телескоп, установленный на азимутальной монтировке, его необходимо непрерывно и с высокой степенью точности поворачивать одновременно вокруг двух осей, причём со скоростями, меняющимися по сложному закону.
Использованы фотографии с сайта www.amazing-space.stsci.edu
Оптический телескоп - инструмент, для сбора и фокусировки электромагнитного излучения оптического диапазона. Телескоп увеличивает блеск и видимый угловой размер наблюдаемого объекта. Проще говоря, телескоп позволяет изучить более мелкие детали объекта наблюдения, за счет увеличения количества приходящего света. В телескоп можно наблюдать глазом (визуальные наблюдения), а так же можно получать фотографии или видео. Для определения характеристик телескопа основными параметрами являются - диаметр (апертура) и фокусное расстояние объектива, а также фокусное расстояние и поле зрения окуляра. Телескоп устанавливают на монтировку, что позволяет сделать процесс наблюдения более комфортным. Монтировка дает возможность упростить процесс наведения и слежения за объектом наблюдения.
По оптической схеме телескопы делятся на:
Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз.
- Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — 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.
Первым астрономом, которому удалось построить телескоп, был итальянец Галилео Галилей. Созданный телескоп был скромных размеров, длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий. Его оптическая схема была не совершенна, и увеличение составляло всего 30 крат. Но при всех своих недостатках, имея более чем скромные размеры, телескоп позволил совершить ряд замечательных открытий: кратеры и горы на Луне, четыре спутника Юпитера, пятна на Солнце, смена фаз Венеры, странные «придатки» у Сатурна (кольцо Сатурна, которое впоследствии открыл и описал Гюйгенс), сияние в Млечном пути состоит из звезд.
Портрет Галилея, разбитый объектив от первого телескопа в центре виньетки и его телескопы на музейной подставке, хранящиеся в Музее истории науки (Флоренция) .
Классические оптические схемы.
Схема Галилея.
В 1609 году итальянец Галилео Галилей построил первый телескоп. У него объективом явлась одна собирающая линза, а окуляром служила рассеивающая линза, в результате чего изображение получалось не перевернутым (Земным). Основными недостатками такой оптической схемы являются очень сильная хроматическая аберрация и малое поле зрения. До сих пор такую схему все еще используют в театральных биноклях и любительских телескопах собственного изготовления.
Схема Кеплера
В 1611 году немецкий астроном Иоганн Кеплер усовершенствовал телескоп Галилея. Он заменил в окуляре рассеивающую линзу собирающей. Его изменения позволили увеличить поле зрения и вынос зрачка. Такая оптическая схема даёт перевернутое действительное изображение. 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
В 1667 году английский астроном Исаак Ньютон предложил схему, в которой свет падает на главное зеркало, а затем плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы. Главное зеркало имеет параболическую форму, а в случае, когда относительное отверстие не слишком большое, форма зеркала сферическая.
Схема Грегори
В 1663 году шотландский астроном Джеймс Грегори в книге Optica Promota предложил следующую схему. Вогнутое параболическое главное зеркало отражает свет на вогнутое эллиптическое вторичное зеркало, после чего свет, проходя через отверстие в главном зеркале, попадает на 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
В 1672 году француз Лоран Кассегрен предложил схему двухзеркального объектива телескопа. Вогнутое главное зеркало (в оригинале параболическое) отражает свет на выпуклое, гиперболическое вторичное зеркало меньшего размера, затем свет попадает в окуляр. 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 экранирование, 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.
Схема Максутова — Кассегрена
В 1941 году советский ученый, оптик Д. Д. Максутов нашёл, что сферическую аберрацию сферического зеркала можно компенсировать мениском большой кривизны. Найдя удачное расстояние между мениском и зеркалом, Максутов сумел избавиться от комы и астигматизма. Кривизну поля, как и в камере Шмидта, можно устранить, установив вблизи фокальной плоскости плоско-выпуклую линзу — так называемую линзу Пиацци-Смита. Модифицировав систему Кассегрена Максутов создал, одну из самых распространённых систем в астрономии.
Схема Ричи-Кретьена
В начале 1910-х годов американский и французский астрономы Джордж Ричи и Анри Кретьен изобрели оптическую схему телескопа-рефрактора, разновидность системы Кассегрена. Особенность системы Ричи — Кретьена, отличающая её от большинства других вариантов системы Кассегрена — отсутствие комы третьего порядка и сферической аберрации. С другой стороны, велик высокоугловой астигматизм и кривизна поля; последнее, впрочем, исправляется простым двухлинзовым корректором поля. Как и прочие кассегрены, имеет короткий корпус, вторичное зеркало, которое в случае системы Ричи — Кретьена является гиперболическим и препятствует появлению комы и способствует широкому полю. Данная схема является самой распространенной в научных телескопах. Наиболее известным телескопом, использующим схему Ричи-Кретьена, является Космический телескоп «Хаббл».
С момента создания первого телескопа в 1611 году астрономы делали открытия, наблюдая визуально. С прогрессом в науке прогрессировали и методы наблюдения. После 1920 года приемником изображения стали фотопластинки. Глаз хоть и является самым сложным органом, но по чувствительности он значительно уступает фотопластинкам.
Следующим прорывом стало создание ПЗС-матрицы после 1980 года. По чувствительности они значительно превосходили фотопластинки, и были гораздо удобнее в использовании. Во всех современных телескопах приемниками изображения являются ПЗС матрицы. ПЗС матрица или CCD-матрица специализированная аналоговая интегральная микросхема, состоящая из светочувствительных фотодиодов, выполненная на основе кремния, использующая технологию ПЗС — приборов с зарядовой связью. Полученные изображения обрабатываются в цифровом виде на компьютере. Для получения четких снимков без цифровых шумов матрицу охлаждают до -130°С.
На территории России самым большим телескопом является БТА («большой телескоп азимутальный») .
Главное зеркало (ГЗ) имеет форму параболоида вращения и фокусное расстояние 24 м. Диаметр зеркала - 605 см. Масса главного зеркала 42 тонны. Масса телескопа 850 тонн. Высота телескопа 42 м. Высота башни 53 м. Диаметр кабины первичного фокуса - 2 м. Здесь находятся сменные оптические приборы, а также приводной механизм для передвижений линзового корректора и гиперболического вторичного зеркала. Лабораторные тесты показывают, что 90% энергии сконцентрированы в кружке диаметром 0.8". Диаметр изображения определяется микроклиматом в помещении башни, а также температурой зеркала. При благоприятных условиях (малое температурное отличие между ГЗ, воздухом в подкупольном помещении и рядом с башней), размер звездных изображений ограничен атмосферной турбуленцией. Оптическая схема БТА обеспечивает выполнение наблюдений в первичном фокусе (светосила f/4) и в двух фокусах Несмита (светосила f/30). Время перестройки оптической схемы составляет около 3-4 минут, что делает возможным выполнение в течение одной ночи наблюдений с помощью аппаратуры, установленной в разных фокусах телескопа.
На данный момент самым крупным телескопом из построенных является Very Large Telescope VLT (очень большой телескоп) .
Комплекс телескопов был построен Европейской Южной Обсерваторией (ESO). Это комплекс из четырёх отдельных 8,2-метровых и четырёх вспомогательных 1,8-м оптических телескопов, объединённых в одну систему. Комплекс расположен в Республике Чили на горе Серро Параналь, высотой 2635 метров над уровнем моря. Основные 8.2 метровые телескопы размещены в компактных терморегулируемых башнях, которые вращаются синхронно с самими телескопами. Такая схема минимизирует любые искажающие влияния внешних условий при наблюдениях, например, оптические искажения, вносимые турбулентностью воздуха в трубе телескопа, которые обычно появляются из-за изменений температуры и ветра. Первый из Основных Телескопов, Анту, начал регулярные научные наблюдения 1 апреля 1999 г. В настоящее время функционируют все четыре Основных и все четыре Вспомогательных Телескопа. Башни Основных Телескопов VLT: высота 2850 см, диаметр 2900 см. Хотя четыре 8.2 метровые Основных Телескопа могут использоваться в комбинации, образуя VLTI, они преимущественно используются для индивидуальных наблюдений; в интерферометрическом режиме они работают лишь ограниченное число ночей в году. Но благодаря четырем специализированным Вспомогательным Телескопам (AT) меньшего размера, VLTI может функционировать каждую ночь.
Очень большой телескоп оснащен большим арсеналом приемников изображений, что позволяет ему проводить наблюдения волн разного диапазона — от ближнего ультрафиолетового до среднего инфракрасного. Система адаптивной оптики, установленная на телескопе, практически полностью исключает влияние турбулентной атмосферы в инфракрасном диапазоне. Полученные изображения в этом диапазоне получаются более четкими, чем полученные телескопом Хаббла.
