Телескоп: відмінності між версіями

Сучасні астрономічні телескопи є переважно рефлекторами. Це пояснюється потребою побудови приладів з об'єктивом великого діаметру (для збільшення світосили приладу і вищої роздільної здатності). При створення великих лінз проявляються об'єктивні обмеження (найбільший збудований рефрактор мав діаметр об'єктиву один [[метр]]). Крім того лінзові об'єктиви мають значні оптичні [[аберація оптичних систем|оптичні аберації]], основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму [[параболоїд обертання|параболоїда обертання]].

Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала ніяких обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Проте скло, з якого робляться лінзи, поглинає ультрафіолетове іта інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії і фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.

Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одну обмовку. Зображення можна вважати за ідеальне, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються викривлення. Тому рефлектор з одним тільки параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких [[аберація (оптика)|аберація]] дзеркала виправляється тонкою лінзою - меніском, виготовленою зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів.

Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII – XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом, з технологічних причин, оптики перейшли на скляні дзеркала, які після оптичноїмеханічної обробки покриваютьвкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше алюміній).

Основними характеристикихарактеристиками телескопа є діаметр D і фокусна відстань F об'єктиву. Чим більше діаметр, тим більший світловий потік Ф збирає телескоп (1):

де Е – освітленість об'єктиву і S – його майдан[[площа]].

Тому при фотографуванні слабких протяжних об'єктів (туманностей, комет) істотноважливо мати більшебільший відносний отвір. Проте із збільшенням відносного отвору швидко зростає зовні осьова аберація. Чим більше відносний отвір, тим важче за нихїї усувати. Тому відносний отвір рефлекторів зазвичай не перевищує 1:3. дзеркальноДзеркально-лінзові системи і складні об'єктиви можуть забезпечити в деяких випадках відносний отвір 1:1 і більшбільше.

Для візуального телескопа важливийважливою характеристикою є збільшення, рівнещо дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктиву іта окуляра (4):

Якщо неозброєним оком можна розрізнити зірки з кутовою відстанню не менше 2l2', то телескоп зменшує ця межа в n разів.

При фотографуванні представляєстановить інтерес масштаб зображення у фокальній плоскостіплощині. Він може бути виражений в кутових одиницях, що доводятьсяприпадають на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, потрібно знати лінійні відстані l між двома точками зображення з взаємною кутовою відстанню l (5):

Так, кутовий діаметр Сонця і Місяця дорівнює приблизно 0,5°. При фокусній відстані телескопа F=1000 мм діаметр зображення Сонця і Місяця в його фокальній площині складає близько 10 мм.

Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складніші системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютонівський фокус). Додатковим опуклим дзеркалом перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус в отвір просвердлене в центрі головного дзеркала (кассегреновськийкассегренівський фокус), і так далі. Деякі з таких складніших систем рефлекторів показані на малюнку. Вони є зручнішими для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але через додаткові відбивання дають великі втрати світла.

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відслідковування його через обертання Землі. Сучасні обсерваторії оснащені телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до декількохкількох метрів.

[[Радіотелескоп]]и являють собою направленні антени, найчастіше параболічної форми (див. [[Радіотелескоп|окремуОскільки радіодіапазон набагато ширший оптичного, конструкція радіотелескопів може дуже статтю]])відрізнятися.