АСТРОНОМІЯ – М. В. Головко 2018

Телескоп має три головні призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); будувати зображення об’єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким видно небесні тіла, тобто розділяти об’єкти, що лежать на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

1. Принцип дії оптичного телескопа і його характеристики. Оптичні телескопи (рис. 5.1) обов’язковими складовими частинами своєї конструкції мають: об’єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об’єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), що з’єднує об’єктив з приймальним пристроєм; монтування — механічну конструкцію, що тримає трубу й забезпечує її наведення на небо. Для візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов’язково використовують окуляр. Через нього розглядають зображення, побудоване об’єктивом. Під час фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостережень окуляр не потрібний, бо відповідні приймачі розміщують прямо у фокальній площині телескопа. Об’єктивом оптичного телескопа може бути лінза (кілька лінз) чи дзеркало, що має певну кривизну поверхні (наприклад, сферичне).

Рис. 5.1. Будова оптичного телескопа: об’єктив (а), труба (б), монтування (в), окуляр (г).

Після об’єктива промені збираються в точці F — фокусі телескопа. Відстань від центра об’єктива до фокуса називають фокусною відстанню телескопа. Пряму, що з’єднує центр об’єктива і фокус, називають оптичною віссю телескопа Небесні світила лежать дуже далеко, практично «на нескінченності», і їх зображення утворюються у фокальній площині, тобто у площині, проведеній через фокус F перпендикулярно до оптичної осі (рис. 5.2). Зображення, побудоване об’єктивом у фокальній площині, розглядають через окуляр (візуальні телескопічні спостереження) чи розміщують у фокусі телескопа приймач випромінювання.

Рис. 5.2. Хід променів у лінзовому телескопі (схема).

Розгляньмо головні характеристики телескопа — діаметр об’єктива, світлосила, фокусна відстань, збільшення, розділення і поле зору.

Діаметр об’єктива D, точніше, вільного отвору об’єктива, не закритого оправою або діафрагмою, визначає кількість світла, яке збирає об’єктив. Кількість світла, що проходить через об’єктив, пропорційна його площі, тобто D 2 .

Важливою характеристикою об’єктива є відношення А діаметра об’єктива (вільного отвору) до його фокусної відстані F: A = D/F. Це відношення називають відносним отвором, або світлосилою.

Що менше відношення F/D, то яскравішим виходить зображення протяжного об’єкта у фокальній площині телескопа. Справді, зі зменшенням фокусної відстані об’єктива лінійні розміри зображення протяжного об’єкта теж зменшуються, а при незмінному діаметрі об’єктива світловий потік, який він сприймає, залишається незмінним, тому зображення об’єкта стає яскравішим. Однак зменшувати фокусну відстань об’єктива можна до розумних меж так, щоб розміри зображення були не дуже малі й помітні. Для детального вивчення протяжних об’єктів бажані довгофокусні телескопи, що дають більше збільшення.

Фокусна відстань F об’єктива телескопа визначає лінійні розміри l зображення протяжних небесних об’єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа, бо, згідно з рис. 5.3:

де ρ — кутові розміри об’єкта (визначені променями АВ). Якщо ж ρ — це кутова відстань між об’єктами (наприклад, між зорями), то формула (1.2) дає лінійну відстань між їх зображеннями у фокальній площині телескопа.

Рис. 5.3. Лінійні розміри зображення протяжних небесних об’єктів (Сонця, Місяця, планет, туманностей тощо) у фокальній площині телескопа.

Видимі кутові розміри небесних об’єктів малі, наприклад у Сонця і Місяця не перевищують 33′. З математики відомо, що тангенси малих кутів (до 3°) близькі до самих кутів, виражених в радіанах (ρ_рад). Оскільки 1 радіан = 3440′ = 206265″, то

де ρ’ позначає кутові розміри у хвилинах дуги, а ρ ” — кутові розміри в секундах дуги. Звідси випливає, що

причому l виражене в тих же лінійних одиницях, що й фокусна відстань F. Такими самими лінійні розміри виходять на платівці під час фотографування об’єктів у фокальній площині телескопа.

Під час візуальних спостережень зображення світила у фокальній площині розглядають в окуляр. Він зазвичай складається з двох невеликих короткофокусних лінз, що дозволяє збільшувати розміри зображень протяжних світил.

Збільшення телескопа М дорівнює відношенню фокусної відстані об’єктива F до фокусної відстані окуляра f

Навіть за дуже хороших атмосферних умов неможливо домогтися від телескопа довільно великого збільшення шляхом застосування окулярів з дуже малою фокусною відстанню, бо почнуть негативно позначатися оптичні недоліки лінз. Тому кожний телескоп має найбільше

допустиме, або граничне, збільшення M_max = 2D, де діаметр об’єктива D виражений в міліметрах, але його вважають безрозмірною величиною.

Розділення (або роздільна здатність) телескопа θ (тета) — найменшу кутову відстань між об’єктами, чітко помітну в телескоп, — визначає діаметр об’єктива. Роздільна здатність телескопа вказує на можливість бачити окремо два світила, що лежать на небесній сфері дуже близько одне до одного (наприклад, дві зорі).

Величина цієї характкристики телескопа обернено пропорційна діаметру об’єктива і прямо пропорційна довжині електромагнітних хвиль, які сприймає телескоп.

де довжина хвилі λ і діаметр об’єктива D виражені в однакових одиницях.

Полем зору телескопа називають кутовий поперечник кружка неба, який видно в телескоп. Розмір поля зору за незмінного окуляра обернено пропорційний фокусній відстані об’єктива. За великих збільшень поле зору стає дуже малим і вимірюється кількома хвилинами дуги.

2. Типи телескопів. У 1609 р. відомий італійський вчений Ґ. Ґалілей виконав перші спостереження небесних тіл з допомогою власноруч збудованого лінзового телескопа- рефрактора (від лат. «рефракто» — «заломлюю»). Ґалілей спостерігав кратери на Місяці, відкрив супутники Юпітера, у світлій смузі Молочного Шляху побачив велику кількість слабких зір. І це не зважаючи на те, що телескопи Ґ. Ґалілея були недосконалими. Головною їх хибою є дуже мале поле зору. Тому наводити телескоп на небесне світило і спостерігати його Ґалілєю було важко. З цієї ж причини такі телескопи в астрономії не прижились. Їхнім реліктом є сучасні театральні біноклі.

Ще за життя Ґ. Ґалілея з’явились телескопи іншого типу. Винахідником нового інструмента був Й. Кеплер, який 1611 р. дав опис телескопа, що складався з двох двоопуклих лінз.

Відомо, що світлові промені різних довжин хвиль мають неоднакові кути заломлення, тому окремо взята лінза дає забарвлене зображення. Цей недолік називають хроматичною аберацією. Для його усунення з часом стали будувати об’єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефіцієнтами заломлення. Потім з’ясували, що лінзи великих розмірів зазнають деформацій під власною вагою, тому найбільший лінзовий об’єктив має діаметр лише 102 см (Йеркський рефрактор, уведений в дію в 1897 р. в США).

Ідея створення дзеркального телескопа, або рефлектора (від лат. «рефлекто» — «відбиваю»), з’явилася ще за життя Ґалілея. Виготовити такий телескоп спробував у 1664 р. відомий фізик Р. Гук, але якість телескопа виявилась низькою — спостерігати у нього що- небудь не вдалося.

Лише І. Ньютон у 1668 р. побудував перший рефлектор. Цей телескоп був малим за розмірами — головне увігнуте сферичне дзеркало з полірованої бронзи мало в поперечнику лише 2,5 см, а його фокусна відстань становила 6,5 см.

Перший рефлектор Ньютона давав збільшення у 41 раз. Але застосувавши інший окуляр і знизивши збільшення до 25 разів, Ньютон виявив, що в такому разі небесні світила стали яскравішими і спостерігати їх зручніше.

Розгляньмо оптичні схеми і принцип дії телескопа-рефрактора (див. рис. 5.4) і телескопа-рефлектора. У першому з цих двох типів телескопів використовують лінзовий об’єктив, а в другому — дзеркальний. Промені світла, що падають на об’єктив телескопа-рефрактора, заломлюються лінзами, а в телескопі-рефлекторі їх відбиває дзеркало-об’єктив.

Рис. 5.4. Хід променів (оптична схема) в телескопі-рефлекторі.

Телескоп-рефрактор системи Ньютона будує дійсне, збільшене й перевернуте зображення. Остання обставина, незручна під час спостережень наземних об’єктів, в астрономії — несуттєва. Адже в космосі немає абсолютного верху чи низу, тому телескоп не може перекинути небесні тіла «догори ногами». Система Ньютона виявилась дуже зручною, саме тому її успішно застосовують і дотепер (як й інші системи дзеркальних телескопів). Усі сучасні великі телескопи — це телескопи-рефлектори.

Дзеркальні телескопи мають суттєві переваги (зокрема, дають незабарвлене зображення) над лінзовими, тому стали дуже поширеними. Всі сучасні великі оптичні телескопи мають дзеркальні об’єктиви. Суттєвим є те, що, завдяки досягненням комп’ютерної техніки й матеріалознавства, нині можна виготовляти й використовувати збірні (з окремих сегментів) дзеркала. Це відкриває можливості для побудови на поверхні Землі гігантських оптичних телескопів (з поперечником головного дзеркала в кілька десятків метрів).

Нині до найбільших у світі оптичних телескопів належать Великий канарський телескоп (поперечник головного дзеркала 10,4 м) і два телескопи з діаметром головного дзеркала 10 метрів — «Кек-1» і «Кек-2». Але в найближчі десять років до ладу мають стати Гігантський магелланів телескоп (The Giant Magellan Telescope, GMT) з діаметром головного дзеркала майже 25 м, а також Європейський Дуже великий телескоп (European Extremely Large Telescope, E-ELT), що матиме 39-метрове головне дзеркало.

3. Монтування телескопів. Під час спостережень виникає потреба наводити телескоп у будь-яку точку неба. З цією метою трубу телескопа встановлюють на спеціальному монтуванні. Воно буває двох видів: азимутальним і паралактичним, або екваторіальним.

Азимутальне монтування (рис. 5.5) дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей: горизонтальної (лежить у площині горизонту) і вертикальної (паралельна до лінії виска).

Рис. 5.5. Азимутальне і паралактичне монтування телескопа.

Азимутальне монтування має просту конструкцію, але стежити за об’єктом на небі доводиться, повертаючи телескоп одночасно по двох осях. Раніше це треба було робити вручну й тому такі монтування для професійних телескопів, окрім універсальних інструментів, не застосовували Тепер комп’ютер легко справляється з таким завданням, тому азимутальне монтування стали використовувати для великих телескопів також.

Паралактичне, або екваторіальне, монтування (рис. 5.5) також дозволяє обертати трубу телескопа навколо двох взаємно перпендикулярних осей. Полярна вісь спрямована паралельно осі світу, а друга — вісь схилень — лежить у площині екватора. Повертаючи полярну вісь телескопа зі швидкістю обертання небесної сфери, досягають того, що телескоп, направлений на яке-небудь світило, весь час буде тримати його в полі зору. Щоб «вести» полярну вісь телескопа, застосовують часові механізми, наприклад, електродвигуни. Таке монтування дуже зручне для виконання спостережень, тому більшість сучасних телескопів оснащують екваторіальним монтуванням.

Найпростіше екваторіальне монтування — німецьке (рис. 5.6 а). Його використовують для рефракторов і невеликих телескопів-рефлекторів системи Ньютона. Недоліком монтування є потреба використовувати противагу.

Ще один тип монтування телескопа — вилочне (рис. 5.6 б). Воно може бути й азимутальним, і екваторіальним. Хоча це монтування компактніше й надійніше за німецьке, його можна застосувати тільки для телескопів з короткою трубою, яку можна помістити між консолями «вилки».

Рис. 5.8. Німецьке (а) та вилочне (б) монтування телескопа.

ТИПОВА ЗАДАЧА

Об’єктив телескопа має діаметр D = 150 мм і фокусну відстань F = 2250 мм. Чи можна розрізнити в цей телескоп компоненти подвійної зорі g Кита, якщо видима кутова відстань між ними становить l = 2,8″.

Розв’язання: Скористаємося формулою θ = 251640″ λ/D. Взявши до уваги, що λ = 480 нм, отримаємо θ = 0,8″.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Обчисліть лінійний діаметр зображення Місяця у фокальній площині об’єктива рефрактора, якщо фокусна відстань об’єктива F = 60 см, а видимий кутовий діаметр Місяця становить 31′.

Телескоп – головний інструмент в астрономії. Його завдання – зібрати якомога більше світла (випромінювання) від небесних тіл, а також розділити об’єкти, що лежать близько один до одного.

FAQ. Часті питання при виборі та купівлі телескопа

Багато бажаючих купити телескоп часто можуть бути просто збиті з пантелику при вигляді того різноманіття характеристик і параметрів, які може мати даний оптичний прилад. Всі ці характеристики, безумовно, тим чи іншим чином впливають і на вартість телескопа, і на якість зображення. У даній статті ми постараємося відповісти на найбільш популярні запитання від наших покупців.

Отже, від чого ж залежать основні оптичні властивості телескопа?

Здатність телескопа збирати світло прямо залежить від того, яка оптика використовується в конструкції телескопа. Телескоп з оптикою поганої якості може виявитися суцільним розчаруванням для Вас, тому в першу чергу, якщо Ви збираєтеся купити телескоп, потрібно враховувати наступні параметри:

1. Отже, що таке апертура телескопа?

Кількість зібраного телескопом світла прямо пропорційна діаметру лінзи об’єктива або головного дзеркала. Зазвичай, чим більші лінза або дзеркало, тим більше світла збирає телескоп і поміщає в фокусі, і, отже, тим яскравіше зображення отримується на виході. Якщо Ви вирішили купити телескоп, перше, але не єдине, на що слід звернути увагу – це апертура телескопа. Хоча часто бажання купити телескоп як можна з більшою апертурою призводить до того, що багато хто забуває врахувати всі інші параметри, про які піде мова далі, в тому числі розміри, вага, умови зберігання і використання телескопа, транспортабельність. Радимо не забувати той факт, що найбільший телескоп не завжди є кращим вибором!

2. Яке збільшення буде давати телескоп?

Дійсно, цей параметр найчастіше вводить в оману новачків, які вирішили купити телескоп. Часто виробники «дешевих та універсальних» телескопів заявляють в каталогах і на коробках своєї продукції «200х і вище». Насправді ж, збільшення або потужність телескопа мало пов’язані з оптичними властивостями телескопа, і не є головною ознакою, якою слід керуватися при виборі телескопа.

Здатність телескопа збільшувати зображення залежить від комбінації лінз, що використовуються: зазвичай велика фокусна відстань лінз об’єктива або головного дзеркала разом з короткофокусними окулярами. При цьому потрібно враховувати, що чим вище збільшення, тим менша яскравість отриманої картинки і вужче поле зору. Обчислити збільшення телескопа з окуляром, що використовується, дуже просто, для цього потрібно скористатися формулою:

ЗБІЛЬШЕННЯ ТЕЛЕСКОПА = ФОКУСНА ВІДСТАНЬ ТЕЛЕСКОПА / ФОКУСНА ВІДСТАНЬ ОКУЛЯРА, ЩО ВИКОРИСТОВУЄТЬСЯ

Існує також загальноприйняте правило для збільшення, яке полягає в тому, що максимальне корисне збільшення телескопа дорівнює двом діаметрам об’єктива, вказаного в мм. Оскільки практично для всіх телескопів можна добитися будь-якого довільного збільшення, використовуючи ті чи інші окуляри, апертура стає важливішим параметром, ніж збільшення. І навіть більше того, зазначимо, що більшість астрономічних об’єктів краще видно на невеликих збільшеннях через вищу яскравість зображення.

3. Що таке фокусна відстань телескопа?

Фокусна відстань – це відстань, необхідна лінзі або головному дзеркалу для того, щоб помістити зібране світло в одну точку, яку називають фокусом. Фокусну відстань телескопа зазвичай вказують у маркуванні телескопа, на оптичній труби, на коробці або в інструкції.

Дуже важливо знати фокусну відстань телескопа. Як говорилося раніше, збільшення телескопа залежить від його фокусної відстані. Зазвичай, телескопи з великою фокусною відстанню дають більше збільшення, ніж короткофокусні телескопи. При цьому не слід плутати довжину оптичної труби телескопа з фокусною відстанню, оскільки більш складні оптичні конструкції телескопів мають велику фокусну відстань, але при цьому компактні розміри труби.

4. А що таке відносний отвір телескопа?

Відносний отвір чи світлосила пов’язані з яскравістю картинки і шириною поля зору. Відносний отвір дорівнює відношенню фокусної відстані телескопа до апертури. Поняття відносного отвору прийшло з області фототехніки, де малий відносний отвір означає невеликі витримки для плівки, і їх називають «швидкими». Хоча те ж саме вірно і для телескопів, якщо «швидкі» та «повільні» телескопи порівнюються за однакового збільшення для візуальних спостережень, а не для фотографування, тоді обидва телескопа дадуть однакову якість картинки.

• Телескопи з f/10 і вище підходять для спостереження за Місяцем, планетами, подвійними зірками (яскравими об’єктами)
• Телескопи з f/8 універсальні
• Телескопи з f/6 і нижче відмінно підходять для спостереження об’єктів далекого космосу (об’єкти, що слабо світяться)

Які неоптичні характеристики телескопа також слід враховувати при виборі телескопа?

Звичайно ж, існує безліч інших параметрів, на які слід звертати увагу, якщо Ви хочете купити якісний телескоп:

5. Що таке окулярний вузол (тримач окуляра)?

Існує три розповсюджених стандарти посадкового діаметра окулярів:

А ось тримач окуляра телескопа має фіксований діаметр. Дешеві телескопи зазвичай випускають з окулярним вузлом 0,965 дюймів. Найбільш поширені телескопи з окулярним вузлом 1,25 дюйма, і рідше зустрічаються 2-х дюймові. Посадковий діаметр окуляра повинен відповідати розміру окулярного вузла. Якщо Ви збираєтеся купити окуляр, переконайтеся, що він має відповідний до Вашого телескопа посадковий діаметр.

6. Що таке монтування телескопа? І які типи монтувань бувають?

Труба телескопа повинна бути встановлена на спеціальну стійку – монтування, яке дозволить зберегти стійкість всієї конструкції, наводити телескоп на зірки й інші об’єкти, а також компенсувати добове обертання небесної сфери.

Існує два основних типи монтувань:

• Альт-азимутальне монтування має дві осі обертання – горизонтальну і вертикальну. Для того щоб навести телескоп на об’єкт, Ви повертаєте її вздовж горизонту (полярна вісь), направляючи до горизонтальної координати об’єкта, а потім нахиляєте телескоп по вертикальній осі, підводячи до вертикальної координати об’єкта. Такий тип монтувань дуже простий у використанні, і найбільш часто зустрічається у не дуже дорогих моделей телескопів. Але, не дивлячись на простоту в використанні, альт-азимутальне монтування не має функції стеження за рухом небесних об’єктів, і тому не підходить для заняття астрофотографією.
• Екваторіальне монтування має дві перпендикулярно розташованих осі обертання – вісь сходження і вісь схилення. За допомогою координатних кіл екваторіального монтування можна легко навестися на небесний об’єкт за його координатами. Також на екваторіальні монтування можна встановлювати електродвигуни по часовій осі або по обох осях. Якщо Ви вирішили купити телескоп і зайнятися астрофотографією, то Вам потрібно вибирати телескоп на екваторіальному монтуванні.

Крім цих двох основних типів монтувань також існують вилкові монтування, монтування Добсона та ін.

Звичайно ж, існує ще безліч інших параметрів і елементів телескопа, на які слід звертати увагу при покупці телескопа, але про них ми розповімо вже в наступний раз.

Сподіваємося, ця невелика стаття допоможе Вам зробити правильний вибір і купити телескоп, який не розчарує Вас і допоможе здійснити Вашу заповітну мрію!

Автор статті: Галина Цехмістро