Телескопы

Телескопы - астрономические оптические приборы, предназначенные для наблюдения небесных тел. Телескопы используются с применением различных приемников излучения для визуальных, фотографических, спектральных, фотоэлектрических наблюдений небесных светил.

Визуальные телескопы имеют объектив и окуляр и представляют собой так называемую телескопическую оптическую систему: они преобразуют параллельный пучок лучей, входящих в объектив, в параллельный же пучок, выходящий из окуляра. В такой системе задний фокус объектива совпадает с передним фокусом окуляра.

Устройство телескопической системы показано на рис. 2 и 3. Основные ее оптические характеристики: видимое увеличение Г, угловое поле зрения 2W, диаметр выходного зрачка D', разрешающая способность и проницающая сила.

Видимое увеличение оптической системы - это отношение угла, под которым наблюдается изображение, даваемое оптической системой прибора, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом. Видимое увеличение телескопической системы:

где f'об и f'ок - фокусные расстояния объектива и окуляра, D - диаметр входного, а D' - выходного зрачка. Таким образом, увеличивая фокусное расстояние объектива или уменьшая фокусное расстояние окуляра, можно достичь больших увеличений. Однако, чем больше увеличение телескопа, тем меньше его поле зрения и тем больше искажения изображений объектов из-за несовершенства оптики системы.

Выходной зрачок представляет собой наименьшее сечение светового пучка, выходящего из телескопа. При наблюдениях зрачок глаза совмещается с выходным зрачком системы; поэтому он не должен быть больше зрачка глаза наблюдателя. Иначе часть света, собранного объективом, не попадет в глаз и будет потеряна.

Обычно диаметр входного зрачка (оправа объектива) гораздо больше зрачка глаза, и точечные источники света, в частности звезды, при наблюдении их через телескоп кажутся значительно более яркими. Их кажущаяся яркость пропорциональна квадрату диаметра входного зрачка телескопа. Слабые звезды, не видимые невооруженным глазом, могут быть хорошо видны в телескоп с большим диаметром входного зрачка. Количество звезд, видимых в телескоп, гораздо больше, чем наблюдаемое непосредственно глазом.

Для астрономических объективов разрешающая способность определяется наименьшим угловым расстоянием между двумя звездами, которые в телескоп могут быть видны раздельно. Теоретически разрешающая способность визуального телескопа (в секундах дуги) для желто-зеленых лучей, к которым наиболее чувствителен глаз, может быть оценена по формуле:

где D - диаметр входного зрачка телескопа, выраженный в миллиметрах.

Проницающей силой телескопа называется предельная звездная величина светила, доступного наблюдению с помощью данного телескопа при хороших атмосферных условиях. Плохое качество изображения, вследствие дрожания, поглощения и рассеивания лучей земной атмосферой, снижает предельную звездную величину реально наблюдаемых звезд, уменьшая концентрацию световой энергии на сетчатке глаза, фотопластинке или другом приемнике излучения в телескопе. Количество света, собираемого входным зрачком телескопа, растет пропорционально его площади; при этом возрастает и проницающая сила телескопа. Для телескопа с диаметром объектива D мм проницающая сила, выраженная в звездных величинах при визуальных наблюдениях, определяется по формуле:

В зависимости от оптической системы телескопы разделяются на линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые.

Если линзовая телескопическая система имеет положительный (собирающий) объектив и отрицательный (рассеивающий) окуляр, то она называется системой Галилея. Телескопическая линзовая система Кеплера имеет положительный объектив и положительный окуляр.

Система Галилея (рис. 2) дает прямое мнимое изображение, имеет малое поле зрения и небольшую светосилу (большой диаметр выходного зрачка). Простота конструкции, небольшая длина системы и возможность получения прямого изображения - основные ее преимущества. Но поле зрения этой системы относительно невелико, а отсутствие между объективом и окуляром действительного изображения объекта не позволяет применять визирную сетку. Поэтому система Галилея не может быть использована для измерений в фокальной плоскости. В настоящее время она применяется в основном в театральных биноклях, где не требуется большого увеличения и широкого поля зрения.

Рис. 1. Самый мощный в мире телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 6 м. Установлен на Специальной астрофизической обсерватории АН СССР

Система Кеплера (рис. 3) дает действительное и перевернутое изображение объекта. Однако при наблюдении небесных светил последнее обстоятельство не так важно, и поэтому система Кеплера наиболее распространена в телескопах. Длина трубы телескопа при этом равна сумме фокусных расстояний объектива и окуляра:

Система Кеплера может быть снабжена визирной сеткой в виде плоскопараллельной пластинки со шкалой и перекрестием нитей. Эта система широко используется в сочетании с системой призм, позволяющей получать прямое изображение объектов. Кеплеровские системы применяются в основном для визуальных телескопов.

Кроме глаза, являющегося приемником излучения в визуальных телескопах, изображения небесных объектов могут регистрироваться на фотоэмульсии (такие телескопы называются астрографами); фотоэлектронный умножитель и электронно-оптический преобразователь позволяют усилить во много раз слабый световой сигнал от звезд, удаленных на большие расстояния; изображения могут проецироваться на трубку телевизионного телескопа. Изображение объекта может быть направлено и в астроспектрограф или астрофотометр.

Для наведения трубы телескопа на нужный небесный объект служит монтировка (штатив) телескопа. Она обеспечивает возможность поворота трубы вокруг двух взаимно перпендикулярных осей. Основание монтировки несет ось, относительно которой может вращаться вторая ось с вращающейся вокруг нее трубой телескопа. В зависимости от ориентации осей в пространстве монтировки делятся на несколько типов.

В альтазимутальных (или горизонтальных) монтировках одна ось расположена вертикально (ось азимутов), а вторая (ось зенитных расстояний) - горизонтально (рис. 4, а). Основной недостаток альтазимутальной монтировки - необходимость поворота телескопа вокруг двух осей для слежения за небесным объектом, движущимся вследствие видимого суточного вращения небесной сферы. Альтазимутальными монтировками снабжают многие астрометрические инструменты: универсальные инструменты, пассажные и меридианные круги.

Почти все современные большие телескопы имеют экваториальную (или параллактическую) монтировку (рис. 4, б), в которой главная ось - полярная или часовая - направлена на полюс мира, а вторая - ось склонений - перпендикулярна ей и лежит в плоскости экватора. Преимущество параллактической монтировки в том, что для слежения за суточным движением звезды достаточно поворачивать телескоп только вокруг одной полярной оси.

5-метровый рефлектор обсерватории Маунт-Паломар (США) снабжен параллактической монтировкой. На аналогичной монтировке установлен 2,6-метровый рефлектор 3ТШ Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Однако крупнейший в мире 6-метровый рефлектор БТА Специальной астрофизической обсерватории АН СССР снабжен альтазимутальной монтировкой: она оказалась более удобной для столь крупного телескопа. Управление вращением телескопа по двум осям осуществляется автоматически с помощью специальной электронно-вычислительной машины.

Рис. 2. Схема телескопа системы Галилея

Рис. 3. Схема телескопа системы Кеплера

Рис. 4. Монтировки телескопов: а - альтазимутальная; б - экваториальная (параллактическая); в - горизонтальная (альт-альт)

Рис. 5. Типы конструкций параллактической монтировки телескопов: а - немецкий; б - английский; в - американский

Для спектральных и некоторых других наблюдений в телескопах применяется горизонтальная (или альт-альт) монтировка (рис. 4, в), в которой первая ось расположена в плоскости горизонта с севера на юг или с востока на запад, а вторая ось ей перпендикулярна.

Для наблюдения искусcтвенных спутников Земли применяются спутниковые фотокамеры, имеющие трехосные и четырехосные монтировки.

Параллактическая монтировка имеет 3 основных типа конструкции: немецкий (рис. 5, а), английский (рис. 5, б) и американский (рис. 5, в). В немецком типе конструкции полярная ось закреплена в двух подшипниках. На разных концах оси склонений, перпендикулярной к полярной оси, укреплена труба телескопа и противовес.

В конструкции английского типа полярная ось опирается на две колонны. Чтобы исключить противовес и упростить конструкцию, полярную ось заменяют рамой, внутри которой крепится труба телескопа. Такую конструкцию имеет 100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон в США.

Конструкция американского типа имеет вилочное крепление полярной оси. К числу таких телескопов относится, например, 200-дюймовый рефлектор американской обсерватории Маунт-Паломар.

Полярные оси экваториальных монтировок телескопов снабжаются часовым механизмом для ведения трубы телескопа за небесным светилом, движущимся вследствие суточного вращения небесной сферы.

Для непрерывного визуального или автоматического контроля наведения телескопа на наблюдаемое небесное светило служат гиды, устанавливаемые на монтировке параллельно основному телескопу, предназначенному для фотографических, спектральных или других наблюдений.

Искатели, которыми также бывают снабжены большие телескопы, служат для поиска нужного объекта на небе и представляют собой широкоугольную визуальную трубу. Искатель выполняет роль прицела: при значительном поле зрения в начале наблюдений с его помощью легче найти нужное светило. Оптическая ось искателя также параллельна оси главной трубы телескопа.