Полезная информация

Конструкция телескопа

Если рассматривать человеческий глаз как оптический инструмент, то такой инструмент имеет ограниченное разрешение, малое увеличение и небольшую светосилу. Именно поэтому, для наблюдений дикой природы, спортивных соревнований, небесных тел и отдаленных объектов мы вынуждены использовать специальные устройства. Наиболее мощным из таких устройств является телескоп – оптическая система, которая «выхватывает» небольшую область пространства, и зрительно приближает находящиеся в этой области объекты. При этом телескоп собирает параллельные оптической оси лучи света в расположенную на оптической оси точку (фокус) а окуляр преобразует расходящиеся лучи в параллельный поток. Благодаря этому мы можем подробно рассмотреть объекты, удаленные на значительное расстояние. Размер видимого участка наблюдаемого пространства зависит от увеличения телескопа и поля зрения окуляра.

Линзовые телескопы (рефракторы)  

Существует две основные разновидности телескопов, которые отличаются способом сведения световых лучей в точку фокуса. В наиболее совершенных из них в качестве объектива используется одна или несколько линз, поэтому такие телескопы называются линзовыми, или рефракторами.
Рефракторы имеют целый ряд преимуществ перед телескопами других систем: закрытая оптическая труба (предотвращает попадание внутрь трубы пыли и влаги), жестко закрепленные оптические элементы (не требуется юстировка телескопа), отсутствие центрального экранирования, которое уменьшает количество поступающего в оптическую трубу света и ведет к искажению дифракционной картины. При наблюдении планет рефракторы обеспечивают высокую контрастность и превосходное разрешение. Однако есть у телескопов этой системы и недостатки. Главный из них заключается в том, что световые лучи разной длины волны имеют разную сходимость, то есть точки фокуса для разных оставляющих видимого спектра будут находиться на различном расстоянии от объектива. Этот эффект, получивший название хроматической аберрации, приводит к возникновению вокруг ярких объектов цветных ореолов. Для устранения этого эффекта необходимо использование специальных корректоров, состоящих из дополнительных линз, сделанных из особых видов стекла. Кроме того, конструкция объективов рефракторов предполагает наличие не менее двух линз, все поверхности которых должны иметь точный радиус кривизны, быть тщательно отполированы и иметь просветляющее покрытие. Это увеличивает стоимость производства рефракторов и их конечную стоимость.

Зеркальные телескопы (рефлекторы)

Вторая основная категория телескопов называется рефлекторы или зеркальные телескопы, поскольку для фокусировки света в них используется зеркало. Первым такую конструкцию разработал и применил Исаак Ньютон, в честь которого подобные оптические системы нередко называются телескопами Ньютона. 
Рабочая поверхность вогнутого зеркала в таких телескопах имеет сферическую или параболическую форму. Свет не проходит через зеркало, а отражаются от него, и изображение, полученное с помощью такой оптической системы не имеет цветовых ореолов (хроматической аберрации). В конструкции небольших рефлекторов и длиннофокусных телескопов со светосилой меньше f/9 часто применяются зеркала сферической формы, однако для больших телескопов и моделей с относительным отверстием больше f/8  такие зеркала использоваться не могут. Дело в том, что при использовании сферического зеркала, отражаемый зеркалом световой пучок не сходится в одной точке, формируя в фокусе немного размытое пятно. В результате этого изображение становится менее контрастным, и этот эффект называется сферическая аберрация. Для предотвращения возникновения сферической аберрации используются зеркала параболической формы.

Проникающий в телескоп свет попадает на главное зеркало, и для того чтобы увидеть изображение, необходимо направить свет в окуляр. Для этого служит вторичное (диагональное) зеркало – плоская отражающая поверхность эллиптической формы, укрепленная в центре трубы под углом 45 градусов к оси главного зеркала и направляющая свет окулярный узел. Хотя вторичное зеркало в окуляр не видно, оно является препятствием на пути светового потока и экранирует свет, что влияет на дифракционную картину и выражаться в небольшой потере контрастности изображений. Окуляры рефлекторов расположены в передней части трубы, что позволяет устанавливать телескоп ближе к земле, не жертвуя комфортом наблюдений и устойчивостью. Благодаря тому, что в конструкции рефлекторов только две поверхности оптических элементов  нуждаются в полировке и просветлении, такие телескопы дешевле в производстве. Из недостатков рефлекторов необходимо отметить большую длину оптической трубы, делающую телескоп более чувствительным к вибрациям и воздействию ветра, а также необходимость регулярной юстировки оптических элементов.

Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы

В третью категорию современных телескопов входят катадиоптрические телескопы, оптические системы которых включают как линзы так и зеркала. Здесь представлены катадиоптрические телескопы системы Ньютона, Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена.
Зеркально-линзовые телескопы Ньютона отличаются от классических телескопов Ньютона  наличием на пути светового потока к точке фокуса корректирующей линзы, которая, при сохранении компактных размеров телескопа, позволяет получить большее увеличение. Например, при использовании корректирующей линзы с двукратным увеличением и фокусном расстоянии объектива (зеркала) 500 мм, фокусное расстояние такой системы составит 1000 мм. Подобные рефлекторы значительно легче и компактнее классических телескопов Ньютона с таким же фокусным расстоянием, а также проще в эксплуатации, менее подвержены вибрациям и воздействию ветра. Положение корректирующей линзы фиксируется в процессе производства, но, как и при использовании классического телескопа Ньютона, главное зеркало такого телескопа нуждаются в регулярной юстировке.

Оптическая схема телескопа Шмидта-Кассегрена включают тонкую асферическую коррекционную пластину, которая обеспечивает исправление сферической аберрации. Через коррекционную пластину свет поступает на главное вогнутое зеркало, и отражается на вторичное зеркало, направляющее поток в отверстие в центре главного зеркала. За главным зеркалом расположен окуляр или диагональное зеркало. Фокусировка такого телескопа осуществляется за счет перемещения главного зеркала или окуляра. Главным достоинством телескопов этой системы являются портативность и большое фокусное расстояние. Основной недостаток – сравнительно большое вторичное зеркало, блокирующее часть поступающего света и вызывающее незначительное снижение контрастности.

Телескопы системы Максутова-Кассегрена имеют похожую конструкцию. Так же, как в телескопах системы Шмидта-Кассегрена, в таких телескопах для исправления сферической аберрации используется корректор, представляющий собой толстую выпукло-вогнутая линзу (мениск). Через мениск свет поступает на главное зеркало, которое отражает его на вторичное зеркало (в качестве которого часто используется покрытая зеркальным слоем область на выпуклой стороне мениска). Далее, как и в системе Шмидта-Кассегрена, поток света проходит через отверстие в главном зеркале, и поступает в окуляр. Телескопы системы Максутова-Кассегрена проще в производстве, чем системы Шмидта-Кассегрена, однако использование в оптической системе толстого мениска увеличивает их вес. 

Полезное увлечение

Производители телескопов нередко пытаются привлечь внимание покупателей возможностью использования больших увеличений, доступных для некоторых моделей телескопов. Например, при световом диаметре (апертуре) телескопа 60 мм, заявленная кратность увеличения может быть 600 или более крат. В рекламных проспектах обычно не указывается, что из-за турбулентности атмосферы наблюдения небесных тел с такими увеличениями будут, скорее всего, невозможны. Наблюдатель смотрит через  слой воздуха, простирающийся до границы атмосферы, а атмосфера редко бывает спокойной. Понять, какие именно искажения возникают вследствие турбулентности можно, если вспомнить, как трудно рассмотреть что-либо сквозь волны дрожащего воздуха, поднимающиеся от нагретой земли. Для того чтобы определить максимальное полезное увеличение при хороших условиях можно умножить диаметр объектива в миллиметрах на два. В идеальных условиях можно использовать увеличения, равные диаметру объектива в миллиметрах, умноженному на три или более, но в любительской астрономии такие условия, требующие сочетания  ясности (неподвижность воздуха) и прозрачности (минимального количества в воздухе водяного пара или твердых частиц) чрезвычайно редки. При сильной турбулентности атмосферы на качество изображения может также влиять большая апертура телескопа, которая в большинстве случаев является преимуществом, но при таких условиях мешает, так как захватывает больше зон турбулентности. В таких случаях рекомендуется использовать диафрагму, которая  уменьшает световой диаметр и разрешающую способность телескопа, но также уменьшает последствия турбулентности атмосферы. 

Исправление аберраций

Положение точки фокуса для лучей, проходящих через линзу из обычного стекла, (например, кронгласа), может отличаться и зависит от длины волны света. С помощью стеклянной призмы мы можем увидеть разделение белого света на составляющие волны различной длины. Это физическое свойство света приводит к тому, что преломляемые лучи не сходятся в одну точку фокуса. Такой эффект называется хроматической аберрацией и приводит к тому, что наблюдаемые объекты становятся размытыми и приобретают цветной ореол. Телескопы-рефлекторы, в конструкции которых не используются преломляющие линзы, такому эффекту не подвержены, но подвержены сферической аберрации – дефекту изображения, который вызван неточностями при обработке оптических поверхностей зеркал или линз. Сферическая аберрация также вызывает неправильную фокусировку лучей света. 
Борьба с аберрациями имеет длительную историю. Сначала, для исправления аберраций  увеличивали длину оптической трубы телескопа. Изменяя таким образом относительное отверстие, равное отношению апертуре (диаметру объектива) к фокусному расстоянию, удавалось уменьшить влияние аберраций. При этом телескопы становились очень длинными, и такой способ можно было использовать только для телескопа с небольшим диаметром объектива.
Другой способ исправления аберраций – использование дополнительной линзы, компенсирующей аберрации объектива. Например, при сочетании увеличивающей линзы из низко-дисперсионного стекла BK7 с уменьшающей линзой из флинтгласа F2, все лучи света достаточно точно сводятся в точку фокуса. Линзы могут устанавливаться в специальных оправах, обеспечивающих заданное расстояние между ними, или быть склеенными в одну пластину. Телескоп-рефрактор, объективом которого служат такая система линз, называется ахроматом. Ахроматический объектив обеспечивает эффективное исправление хроматической аберрации, и активно используется крупнейшими производителями телескопов. В модельном ряду Sky-Watcher такими объективами оснащены телескопы 1201EQ5 и 15012EQ6.
Для того чтобы полностью устранить цветные ореолы изображений, производители объективов применяют и другие сочетания оптических элементов, а также особые виды стекла. Созданные с использованием таких технологий телескопы называются полу-апохроматами (обеспечивают максимальное снижение хроматической аберрации) и апохроматами (полностью лишены хроматической аберрации), но по сравнению с обычными ахроматами такие модели отличаются значительно более высокой стоимостью.

Для чего нужно просветвление

Отражение световых лучей от внешней и внутренней поверхностей линз уменьшает светопропускание и ухудшает качество изображений. Производители прилагают особые усилия для того, чтобы свести к минимуму эти потери света. В частности, для этого используется специальное просветляющее покрытие линз из, например, фторида магния. Когда обе поверхности линзы имеют просветляющее покрытие, она считается полностью просветленной, когда линза имеет несколько слоев просветляющего покрытия, такое покрытие называется многослойным просветлением.
Так как потери света происходят и при отражении от поверхности зеркала, просветление требуется и для телескопов-рефлекторов. Зеркало современного рефлектора представляет собой тонкий алюминиевый слой, просветляющее покрытие которого защищено от неблагоприятных внешних воздействий специальным слоем из моноксида или диоксида кремния.  Хотя процесс напыления диоксида кремния технологически сложен и увеличивает стоимость телескопа, пленка из этого материала обеспечивает максимальную защиту зеркала.  
Зеркала всех телескопов-рефлекторов Sky-Watcher имеют многослойное покрытие из диоксида кремния.

Разрешающая способность

Понятие «разрешающая способность» описывает детальность получаемого телескопом изображения. Разрешающая способность правильно настроенного телескопа зависит от двух факторов: светового отверстия (апертуры) и качества оптических поверхностей. При увеличении апертуры в два раза настолько же возрастет и разрешающая способность. Другими словами, чем больше света попадает в объектив телескопа, тем более детальное изображение вы получите. Разрешающая способность измеряется в угловых секундах (в угловой минуте 60 угловых секундах, в градусе 60 угловых минут).
Не меньшее значение имеет и качество оптических поверхностей. Присутствие в конструкции элементов с неправильной кривизной, плохо зафиксированных или имеющих поверхностные дефекты приводит к возникновению различного рода аберраций.
При наблюдении в телескоп Луны или планет мы видим достаточно большое изображение объектов, и при использовании больших увеличений детальность изображений увеличивается (при благоприятных погодных условиях). Однако, наблюдая в телескоп звезды даже при больших увеличениях, мы увидим лишь точечные источники света, окруженные концентрическими кольцами, вызванными явлением дифракции света. Диаметр этих колец, называемых кругами Эри, уменьшается при увеличении апертуры телескопа.
Оценить разрешающую способность телескопа можно, если попытаться визуально разделить диски Эри звезд двойной системы. Критерий разрешения по двойным звездам выведен в XIX веке астрономом-любителем Дауэсом и получил название предела Дауэса. Значение, определяющее минимальное различимое угловое расстояние между двойными звездами, имеющими одинаковый блеск, определяется по формуле 116/D, где D=диаметр телескопа в мм. Следует учитывать, что эта формула дает приблизительный результат, а точное значение разрешающей способности телескопа можно определить только на практике. Стоит также отметить, что разрешающая способность современных телескопов высокого качества нередко превосходит теоретический предел Дауэса.