Телескоп: відмінності між версіями

[неперевірена версія][неперевірена версія]
Вилучено вміст Додано вміст
Немає опису редагування
оформлення
Рядок 3:
[[Файл:Telescope.jpg|thumb|right|200px|50 сантиметровий телескоп у Ніцці, Франція]]
 
'''Телескоп'''  — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін "«телескоп"» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та [[гравітаційна антена|гравітаційні]] телескопи).
 
== Типи телескопів ==
Рядок 9:
Конструктивно оптичний телеском являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні.
Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів ([[лінза|лінз]], [[дзеркало|дзеркал]] або лінз і дзеркал). Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (''діоптричної''), називають [[рефрактор]]ами.
 
Телескопи із дзеркальною (''катоптичною'') системою називають [[рефлектор]]ами.
Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають '''катадіоптричними'''<ref name="ТО">{{А-Е-С|стаття=Телескоп оптичний|сторінка=471|літера=t}}</ref>. До останніх, зокрема, належать телескопи [[телескоп Кассегрена|Кассегрена]] (1672), [[телескоп Річі-Кретьєна|Річі-Кретьєна]] (1922—1928), [[телескоп Шмідта|Шмідта]] (1930), [[телескоп Максутова|Максутова]] (1941).
Рядок 14 ⟶ 15:
Кожна з оптичних систем має свої переваги та недоліки.
 
Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор схеми [[Галілео Галілей|Галілея]] ([[1609]] &nbsp;р.). Найпростіший телескоп схеми Галілея складаєтся з двох лінз &nbsp;— об'єктивом слугує двосторонньо випукла лінза (збірна лінза), а [[окуляр|окуляром]] двосторонньо ввігнута лінза (розсіююча лінза).
 
Великі телескопи є переважно рефлекторами. Створення великих лінз набагато складніше &nbsp;— потрібно досягти високої однорідності скляної заготовки та обробити дві поверхні лінзи (замість однієї у дзеркала). Найбільший збудований рефрактор має діаметр об'єктиву один [[метр]]. Крім того лінзові об'єктиви мають значні [[аберація оптичних систем|оптичні аберації]], основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму [[параболоїд обертання|параболоїда обертання]].
 
==== Призначення ====
 
Телескоп має три основні призначення:
 
# Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, [[спектрограф]] і ін.);
# Будувати у своїй [[фокальна площина|фокальній площині]] зображення об'єкту або певної ділянки неба;
# Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що непомітно неозброєним оком.
 
Основною оптичною складовою телескопа є [[об'єктив]], який збирає світло і будує зображення об'єкту або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою ([[тубус]]ом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається '''монтуванням'''. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен [[окуляр]], в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередно у фокальній площині телескопа.
 
Телескоп з лінзовим об'єктивом називається '''рефрактором''', тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені із різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву [[дисперсія]]), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається '''хроматичною аберацією'''. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або [[ахромат]]).
 
Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається '''рефлектором''', тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише 3 см і завдовжки 15 см) було побудовано [[Ісаак Ньютон|Ісааком Ньютоном]] [[1671]] року.
 
Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається [[сферична аберація|сферичною аберацією]]. Якщо дзеркалу надати форму [[параболоїд]]а обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через [[дифракція|дифракцію]]). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми.
 
До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження [[комета|комет]] і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів.
 
==== Телескопи ХХ століття ====
 
Наприкінці XIX (і особливо в XX столітті) характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень змістилася в галузь астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання&nbsp;— [[фотографічна пластинка]] і [[фотоелемент]]. Почала широко застосовуватися [[спектроскопія]]. У результаті змінилися і вимоги до телескопів.
 
Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Проте скло (з якого виготовляються лінзи), поглинає [[ультрафіолет]]ове та [[інфрачервон]]е випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.
Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню дзеркала замість чотирьох поверхонь лінз, і при цьому не висувається особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом [[астрофізика|астрофізики]].
 
Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню дзеркала замість чотирьох поверхонь лінз, і при цьому не висувається особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом [[астрофізика|астрофізики]].
У [[астрометрія|астрометричних]] роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в [[астрометрія|астрометрії]] необхідно вимірювати положення світил з максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.
 
У [[астрометрія|астрометричних]] роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в [[астрометрія|астрометрії]] необхідно вимірювати положення світил з максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.
Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одне застереження. Зображення можна вважати ідеальним, 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 [[аберації оптичних систем|аберація]] дзеркала виправляється тонкою лінзою - '''меніском''', виготовленою зі скла, прозорого для ультрафіолетових променів.
 
Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одне застереження. Зображення можна вважати ідеальним, 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 [[аберації оптичних систем|аберація]] дзеркала виправляється тонкою лінзою -&nbsp;— '''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 механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше&nbsp;— [[алюміній]]).
 
Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII&nbsp;— XIX століттях) робили металевими зі спеціального сплаву, проте згодом, з технологічних причин, оптики перейшли на скляні дзеркала, які після механічної обробки вкривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт відбивання (найчастіше&nbsp;— [[алюміній]]).
 
Основними характеристиками телескопа є '''діаметр''' (D) і '''фокусна відстань''' (F) об'єктиву. Чим більше діаметр, тим більший світловий потік Ф збирає телескоп (1):
 
де Е&nbsp;— освітленість об'єктиву і S&nbsp;— його [[площа]].
Іншою істотною характеристикою є '''відносний отвір''' А<ref name="ТО"></ref>:
 
Рядок 60 ⟶ 61:
 
 
Тому для фотографування слабких протяжних об'єктів (туманностей, комет) важливо мати більший відносний отвір. Проте зі збільшенням відносного отвору швидко зростає осьова аберація. Чим більший відносний отвір, тим важче її усувати. Тому відносний отвір рефлекторів зазвичай не перевищує 1:3. Дзеркально-лінзові системи та складні об'єктиви можуть забезпечити в деяких випадках відносний отвір 1:1 і більше.
Для візуального телескопа важливою характеристикою є '''збільшення''' G, що дорівнює відношенню фокусних відстаней об'єктиву та окуляра (f)<ref name="ТО"></ref>:
 
G=F/f
 
Якщо неозброєним оком можна розрізнити зірки з кутовою відстанню між ним не менше 2', то телескоп зменшує цю межа в декілька разів.
При фотографуванні становить інтерес масштаб зображення у фокальній площині. Він може бути виражений у кутових одиницях, що припадають на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, потрібно знати лінійні відстані l між двома точками зображення із взаємною кутовою відстанню l (5):
 
 
Де F-фокусна відстань об'єктиву. Виведення цієї формули ясне з малюнка
 
При малих кутах (6):
Де F-фокусна відстань об'єктиву. Виведення цієї формули ясне з малюнка
При малих кутах(6):
 
 
 
 
якщо l у радіанах, і (7):
 
 
 
Рядок 83 ⟶ 80:
 
 
і якщо F виражене в мм, то l теж буде в мм. Масштаб M, залежно від одиниці виміру (в градусах на мм /мм), у хвилинах дуги на мм /мм) або секундах дуги на мм.
 
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 у отвір, просвердлений у центрі головного дзеркала (кассегренівський фокус) т.і. Деякі з таких складніших систем рефлекторів показано на малюнку. Вони є зручнішими для приєднання до телескопа приймальних пристроїв, але через додаткові відбивання збільшуються втрати світла.
 
Сучасні обсерваторії оснащені потужними телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до кількох метрів.
 
Сучасні обсерваторії оснащені потужними телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до кількох метрів.
==== Монтування ====
Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його (внаслідок обертання Землі).
Адже зірки та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на [[Небесна сфера|небесній сфері]].
 
Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його на будь-яку ділянку неба. У ''вертикально-азимутальному монтуванні'' одна з осей спрямована в [[зеніт]], інша лежить у горизонтальній площині.
 
Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його на будь-яку ділянку неба. У ''вертикально-азимутальному монтуванні'' одна з осей спрямована в [[зеніт]], інша лежить у горизонтальній площині.
Для того, щоб на азимутальному монтуванні утримати небесне тіло у полі зору, доводиться виконувати обертання навколо обох осей монтування (горизонтальної та вертикальної), до того ж це рух має бути нерівномірним.
 
Більшість телескопів встановлюються на ''екваторіальному монтуванні'', одна з осей якого спрямована на [[полюс світу]] (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь [[Пряме сходження|прямого сходження]]). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається ''екваторіалом''. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що для відстеження світила у полі зору телескопа виконується обертання лише навколо однієї осі і воно є рівномірним<ref>[http://www.starlab.ru/showthread.php?t=6219 Использование Экваториальной монтировки]</ref>. Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо.
 
Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей набагато спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему. Вперше таке монтування було застосовано у СРСР [[1976]] року для 6-метрового рефлектора, який отримав назву [[БТА]] ({{lang-ru|'''Б'''ольшой '''Т'''елескоп '''А'''зимутальный}}).
Рядок 109 ⟶ 108:
=== Рефрактори ===
Розташування і апертура найвідоміших телескопів-рефракторів.
* [[Єркська обсерваторія]] &nbsp;— 102 см
* [[Шведський сонячний телескоп]] &nbsp;— 100 см
* [[Обсерваторія Ліка]] &nbsp;— 91 см
* [[Паризька обсерваторія]] &nbsp;— 83 см і 62 см
* [[Обсерваторія Ніцци]] &nbsp;— 76 см
* [[Обсерваторія Архенхольда]] &nbsp;— 68 см ([[фокусна відстань]] 21 м, найдовший сучасний рефрактор)
* [[Обсерваторія Віденського університету]] &nbsp;— 68 см
* [[Обсерваторія Ловелла]] &nbsp;— 61 см
* [[Космічний науковий центр Шабо]] &nbsp;— 51 см
* [[Обсерваторія Гриффіта]] &nbsp;— 30,5 см
 
 
=== Рефлектори ===
 
* [[БТА]]
* [[Найбільший телескоп у світі]]
Рядок 134 ⟶ 132:
== Примітки ==
{{reflist}}
 
== Зовнішні посилання ==
* Виробники телескопів
** [http://www.celestron.com/c2/index.php ''CELESTRON'']
** [http://www.meade.com/ MEADE]
** [http://www.skywatchertelescope.net/ Pacific Telescope Corp.]
 
== Джерела ==