Схема и устройство оптических телескопов

Схема и устройство оптических телескопов.

После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо телескоп, возможности астрономических наблюдений возросли в очень сильной степени. Этот год явился началом новой эры в науке - эры телескопической астрономии. Телескоп Галилея по нынешним понятиям был несовершенным, однако современникам казалось чудом из чудес. Каждый, заглянув в него, мог убедится, что Луна - это сложный мир, во многом подобный Земле, что вокруг Юпитера обращается четыре маленьких спутника, так же как Луна вокруг Земли. Все это будило мысль, заставляло задумываться о сложности Вселенной, ее материальности, о множестве обитаемых миров.

Изобретение телескопа вместе с системой Коперника сыграло немалую роль в ниспровержении религиозной идеологии средневековья. Изобретение телескопа, как и большинство великих открытий, не было случайным, оно было подготовлено всем предыдущим ходом развития науки и техники. В XVI веке мастера-ремесленники хорошо научились делать очковые линзы, а отсюда был один шаг до телескопа и микроскопа.

Телескоп имеет три основных назначения 1. Собирать излучения от небесных светил на приемное устройство глаз, фотографическую пластинку, спектрограф и др. 2. Строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или определенного участка неба 3. Помочь различать объекты, расположение на близком угловом расстоянии друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом. Основной оптической частью телескопа является объектив, который собирает свет и строит изображение объекта или участка неба. Объектив соединяется с приемным устройством- трубой тубусом. Механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на небо, называется монтировкой.

Если приемником света является глаз при визуальных наблюдениях, то обязательно необходим окуляр, в который рассматривается изображение, построенное объективом. При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен. Фотографическая пластинка, входная диафрагма электрофотометр, щель спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственное в фокальной плоскости телескопа.

Телескоп с линзовым объективом называется рефрактором, т.е. преломляющим телескопом. Так как световые лучи различных длин волн преломляются по-разному, то одиночная линза дает окрашенное изображение. Это явление называется хроматической аберрацией. Хроматическая аберрация в значительной мере устранена в объективах, составленных из двух линз, изготовленных из стекол с разным коэффициентом преломления ахроматический объектив или ахромат. Законы отражения не зависит от длины волны, и естественно возникла мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом рисунок 4 . Такой телескоп называется рефлектором, т.е. отражательным телескопом.

Первый рефлектор диаметром всего лишь в 3 см и длиной в 15 см был построен ньютоном в 1671 году. Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку оно дает в фокусе несколько разлитое пятнышко.

Это искажение называется сферической аберрацией. Если зеркалу придать форму параболоида вращения, то сферическая аберрация исчезает. Параллельный пучок, направленный на такой параболоид вдоль его оси, собирается в фокусе практически без искажений, если не считать неизбежного размытия из-за дифракции. Поэтому современные рефлекторы имеют зеркала параболоидальной или, как чаще говорят, параболической формы. До конца XIX века основной целью телескопических наблюдений было изучение видимых положений небесных светил.

Важную роль играли наблюдения комет и деталей на планетных дисках. Все эти наблюдения производились визуально, и рефракторы с двулинзовым объективом полностью удовлетворял потребности астрономов. В конце XIX и особенно в XX веке характер астрономической науки претерпел органические изменения. Центр тяжести исследований переместился в область астрофизики и звездной астрономии. Основным предметом исследования стали физические характеристики Солнца, планет, звезд, звездных систем.

Появились новые приемники излучения - фотографическая пластинка и фотоэлемент. Стала широко применяться спектроскопия. В результате изменились и требования к телескопам. Для астрофизических исследований желательно, чтобы оптика телескопа не накладывала никаких ограничений на доступный диапазон длин волн земная атмосфера и так ограничивает его слишком сильно. Между тем стекло, из которого делаются линзы, поглощает ультрафиолетовое и инфракрасное излучение.

Фотографические иммульсии и фотоэлементы чувствительны в более широкой области спектра, чем глаз, и потому хроматическая аберрация при работе с этими приемниками сказывается сильнее. Таким образом, для астрофизических исследований нужен рефлектор. К тому же большое зеркало рефлектора изготовить значительно легче, чем двухлинзовый ахромат надо обработать с оптической точностью до 1 8 длины световой волны или 0,07 микрона для визуальных лучей одну поверхность вместо четырех, и при этом не предъявляется особых требований к однородности стекла.

Все это привело к тому, что рефлектор стал основным инструментом астрофизики. В астрометрических работах по-прежнему применяются рефракторы. Причина этого состоит в том, что рефлекторы очень чувствительны к малым случайным поворотам зеркала так как угол падения равен углу отражения, то поворот зеркала на некоторый угол смещает изображение на угол 2. Аналогичный поворот объектива в рефракторе дает гораздо меньшее смещение.

А так как в астрометрии надо измерять положение светил с максимальной точностью, то выбор был сделан в пользу рефракторов. Как уже сказано, рефлектор с параболическим зеркалом строит изображение очень четко, однако тут необходимо сделать одну оговорку. Изображение можно считать идеальным, пока оно остается вблизи оптической оси. При удалении от оси появляются искажения. Поэтому рефлектор с одним толь параболическим зеркалом не позволяет фотографировать больших участков неба размером, скажем, 50 x 50, а это необходимо для исследования звездных скоплений, галактик и галактических туманностей. Поэтому, для наблюдений, требующих большого поля зрения, стали строить комбинированные зеркально-линзовые телескопы, в которых аберрация зеркала исправляется тонкой линзой, часто увиолевой сорт стекла, пропускающего ультрафиолетовые лучи. Зеркала рефлекторов в прошлом XVIII - XIX веках делали металлическими из специального сплава, однако впоследствии по технологическим причинам оптики перешли на стеклянные зеркала, которые после оптической обработки покрывают тонкой пленкой металла, имеющего большой коэффициент отражения чаще всего алюминий. Основными характеристики телескопа являются диаметр D и фокусное расстояние F объектива.

Чем больше диаметр, тем больший световой поток Ф собирает телескоп 1 где Е - освещенность объектива и S - его площадь.

Другой существенной характеристикой является относительное отверстие 2 Как не трудно убедиться, освещенность в фокальной плоскости, создаваемая протяженным объектом 3 Поэтому при фотографировании слабых протяженных объектов туманностей, комет существенно иметь больше относительное отверстие.

Однако с увеличением относительного отверстия быстро возрастает вне осевые аберрации. Чем больше относительное отверстие, тем труднее их устранять. Поэтому относительное отверстие рефлекторов обычно не превышает 1 3. зеркально-линзовые системы и сложные объективы могут обеспечить в некоторых случаях относительное отверстие 1 1 и более.

Для визуального телескопа важный характеристикой является увеличение, равное отношению фокусных расстояний объектива и окуляра 4 Если невооруженным глазом можно различить звезды с угловым расстоянием не менее 2, то телескоп уменьшает этот предел в n раз. При фотографировании представляет интерес масштаб изображения в фокальной плоскости. Он может быть выражен в угловых единицах, приходящихся на 1 мм. Чтобы найти масштаб изображения, нужно знать линейные расстояния l между двумя точками изображения с взаимным угловым расстоянием . 5 Где F- фокусное расстояние объектива.

Вывод этой формулы ясен из рисунка При малых углах 6 если в радианах, и 7 если в градусах. Тогда масштаб изображения 8 и если F выражено в мм, то l тоже будет в мм. Масштаб M, в зависимости от единицы измерения, получится в градусах на мм мм, в минутах дуги на мм мм или секундах дуги на мм мм. Так, угловой диаметр солнца и Луны равен приблизительно 0,5. При фокусном расстоянии телескопа F 1000 мм диаметр изображения Солнца и Луны в его фокальной плоскости составляет около 10 мм и, следовательно Телескоп-рефлектор, приспособленный для наблюдений непосредственно в фокусе параболического зеркала, называется рефлектором с прямым фокусом.

Часто используются более сложные системы рефлекторов например, с помощью дополнительного плоского зеркала, установленного перед фокусом, можно вывести фокус в бок за пределы трубы ньютоновский фокус. Дополнительным выпуклым пред фокальным зеркалом можно удлинить фокусное расстояние и вывести фокус в отверстие просверленное в центре главного зеркала кассегреновский фокус, и т.д. некоторые из таких более сложных систем рефлекторов показаны на рисунке . они удобнее для присоединения приемных устройств к телескопу, но из-за дополнительных отражений дают большие потери света.

Сложной технической задачей является наведение телескопа на объект и смещение за ним. Современные обсерватории оснащены телескопами диаметром от нескольких десятков сантиметров до нескольких метров.

Самый большой в мире рефлектор действовал в советском Союзе. Он имел диаметр 6 м и установлен на высоте 2070 м гора Пастухова, вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе. Следующий по размерам рефлектор имеет диаметр 5 м и находится в США обсерватория Маунт Паломар. Монтировка телескопа всегда имеет две взаимно перпендикулярные оси, поворот вокруг которых позволяет навести его в любую область неба. В монтировке, называемой вертикально-азимутальной, одна из осей направлена в зенит, другая лежит в горизонтальной плоскости.

На ней монтируются небольшие переносные телескопы. Крупные телескопы, как правило, устанавливаются на экваториальной монтировке, одна из осей которой направлена в полюс мира полярная ось, а другая лежит в плоскости небесного экватора ось склонения. Телескоп на экваториальной монтировке называется экваториалом. Чтобы следить за небесным светилом в экваториал, достаточно поворачивать его только вокруг полярной оси в направлении роста часового угла, так как склонение светила остается неизменным. Этот поворот осуществляется автоматически часовым механизмом.

Известно несколько типов экваториальной монтировки. Телескопы умеренного диаметра до 50-100 см часто устанавливаются на немецкой монтировке рисунок, в которой полярная ось и ось склонения образуют параллактическую головку, опирающуюся на колонну. На оси склонения, по одну сторону от колонны, располагается труба, а по другую - уравновешивающий ее груз, противовес.

Английская монтировка рисунок отличается от немецкой тем, что полярная ось опирается концами на две колонны, северную и южную, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда в английской монтировке полярную ось заменяет четырехугольной рамой, так что труба оказывается внутри рамы рисунок. Подобная конструкция не позволяет направить инструмент на полярную неба. Если северный верхний подшипник полярной оси сделать в форме подковы рисунок, то такого ограничения не будет.

Наконец, можно вообще убрать северную колонну и подшипник. Тогда получиться американская монтировка или вилка рисунок. Часовой механизм не всегда действует только, и при получении фотографий с длительными экспозициями, достигающими иногда многих часов, приходится следить за правильностью наведения телескопа и время от времени его подправлять. Этот процесс называется гидированием. Гидирование осуществляется с помощью гида - небольшого вспомогательного телескопа, установленного на общей монтировке с главным телескопом. 1.3