Наземные оптические телескопы

 

История астрометрии характеризуется постоянным стремлением повышения точности определения координат небесных объектов, координат и других астрометрических параметров (собственных движений, параллаксов и др.). Это существенно зависит от возможностей техники и особенно заметно за последние 400 лет после изобретения телескопа. Астрономический телескоп из малого самодельного устройства для визуальных наблюдений превратился в большой программно-управляемый инструмент с цифровой регистрацией результатов наблюдений, обладающим 2-мя важнейшими свойствами – 1) сбора света с помощью зеркала (объектива) большего диаметра для обнаружения более слабых и удаленных обьектов, 2) высокое угловое разрешение для наблюдения и изучения этих малых и слабых обьектов. Все это послужило причиной коренных изменений и колоссального прогресса, как в традиционной позиционной астрономии, так и вообще в астрономии по множеству направлений исследований.

Телескопы различают по:

оптической схеме – рефрактор линзовый

 

Телескоп Г.Галилея, 1609г (Кеплер, 1611г)

 

 

Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу (D 3- 6см), а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах.

 

Телескоп Галилея-Кеплера. Иоганн Кеплер в 1611 г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа (увеличением фокусного расстояния - трубы).

 

Рефлектор зеркальный,

 

Система Ньютона (Исаак Ньютон, 1671г)

 

 

Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало, диаметром D30см параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим.

Система Кассегрена

 

Схема была предложена Лореном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало большего диаметра вогнутое (в оригинальном варианте параболическое) отбрасывает лучи на вторичное выпуклое меньшего диаметра (обычно гиперболическое). Система несвободна от аберрации и комы. Имеет большое число как зеркальных модификаций, включая схему Ричи-Кретьена, со сферической формой поверхности вторичного или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.

Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — систему Максутова-Кассегрена, ставшую настолько популярной, что является одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.

времени развития – рефракторные (максимум до D102см., 1897г), рефлекторы до D1.2 м в 1786-89гг и более до Д8-11м (1980гг.), D42м-100м (проекты на ближайшие 10-20 лет);

диапазонам длин волн – оптические (0.5 микрон – видимый свет), ИК, радиоастрономические (мм, см, м диапазоны длин волн), рентгеновские, гамма;

назначению – меридианные телескопы, астрографы (для определений координат, собственных движений и параллаксов), астрофизические (фотометрия - яркость, спектры - состав, температура и пр. параметры);

приемникам регистрации- визуальный, фотографический,фото-электрический, ТВ, ПЗС, радио, рентгеновский, гамма, нейтринный и т.п.;

размерам - распределение наземных оптических телескопов (действующих и проектируемых) представлено в табл.1.1 в зависимости от размеров обьектива (малые телескопы) и оптики (линзовой и зеркальной).

Табл.1.1

Параметры наземных телескопов	Малые	Средние	Большие	Сверх-большие ELT (проекты)	Супер-экстрим телескоп– OWL (проект)
Диаметр oптики (м)	0.2-2.0	2.0-3.5	3.5 - 11	15 – 50
Кол-во	сотни (АМТ, астро- графы)	десятки (зеркаль-ные телескопы)	33 телескоп (25ком- плексов)	8 телескопов (E-ELT, 42м)	Телескоп-обсерватория Мирового уровня

 

 

Качество телескопов определяют 3 основных параметра:

 

· Эффективная площадь оптики S (S= π·r² , где r – радиус объектива)

· Угловое разрешение Δφ - минимальное угловое расстояние, на котором регистрируются две звезды отдельно)

· Поле зрения – угловой размер участка неба, на котором одновременно регистрируются небесные светила (от угловых секунд до градусов)