Сегодня существует множество типов телескопов, но мало кто знает, что именно рефлектор Ньютона – не только одна из самых распространенных конструкций, но и одна из важнейших в историческом плане. Именно благодаря рефлектору Ньютона были совершены важнейшие открытия, да и вообще астрономия как наука получила мощный толчок к развитию.
Рефлектор Ньютона по конструкции относится к зеркальным телескопам, то есть роль объектива в нём выполняет вогнутое зеркало. Это даёт сразу несколько преимуществ, если сравнивать такую конструкцию с другой – телескопом – рефрактором, то есть линзовым:
- Зеркало гораздо проще изготовить, чем линзу, тем более, что для качественного линзового объектива требуется несколько высококачественных линз. Зеркало нужно всего одно.
- Требования к стеклу для зеркала гораздо ниже – главное, чтобы оно выдерживало механические нагрузки от своего веса и температурных колебаний. Для линзы же требуется высококачественное оптическое стекло, без всяких дефектов. Для зеркала же прозрачность стекла, наличие в его толще мелких дефектов, значения не имеет.
- При равном диаметре объектива рефлектор Ньютона гораздо компактнее рефрактора. Например, труба рефрактора с объективом 150 мм была бы длиной более 2 метров, и стоила бы очень дорого, не говоря уже про астрономическую стоимость такого объектива и мощной монтировки. Рефлектор же такого диаметра вдвое короче, намного меньше, а стоимость зеркала вполне доступна.
- Зеркальный телескоп даёт лучшее изображение, ведь в рефракторе происходит преломление света, а в рефлекторе – всего лишь отражение. Поэтому рефлектор практически свободен от многих аберраций, например, хроматических – когда вокруг объекта возникает цветная кайма, и даёт более резкое и качественное изображение.
- Зеркало может отражать свет практически любой длины, в том числе и ультрафиолет, что оказывается важным для наблюдений и фотографии. В рефракторе свет проходит через линзу, и большая часть спектра просто теряется, в том числе и ультрафиолетовая.
- Такой телескоп имеет большую светосилу, что позволяет делать более четкие и качественные фотографии.
- В силу конструкции у рефлектора Ньютона окуляр расположен сбоку, что позволяет проводить наблюдения с большим удобством. Рефрактор может оснащаться оборачивающей призмой, но это лишнее препятствие на пути света, увеличивающее его потери, да и удобство это относительное.
- Конструктивно телескоп состоит из главного зеркала сферической или параболической формы, и вторичного плоского зеркала, которое просто выводит сфокусированный пучок наружу из трубы, где расположен окуляр для наблюдения.
Главное зеркало располагается на специальной площадке, снабженной юстировочными винтами для регулировки его наклона. Вторичное плоское зеркало расположено на растяжках вблизи переднего конца трубы. В телескопе, таким образом, происходит всего два отражения.
Окуляр снабжается фокусером для плавной регулировки резкости.
Рефлектор Ньютона – довольно дешевый телескоп по сравнению с аналогичным по диаметру объектива рефрактором. Разница в цене может достигать нескольких раз, а в более крупных моделях аналогов и вовсе нет. Например, самыми популярными рефракторами можно считать модели с диаметром объектива 50-80 мм, с диаметром 90 мм они имеют довольно значительную цену.
При этом рефлектор Ньютона с диаметром зеркала 110 - 150 мм вполне доступен практически любому любителю астрономии. Многие любители имеют в своем арсенале и 200-мм модели, которые относятся уже к профессиональному классу. Рефрактор такого диаметра можно встретить разве что в обсерватории, в продаже их нет.
История появления рефлектора Ньютона
Как следует из названия, телескоп такой конструкции впервые создал знаменитый английский ученый Исаак Ньютон, известный своими работами в сфере математики, физики, астрономии, и в других науках. Создал, но не изобрел. Идея такой конструкции принадлежит шотландскому ученому – математику и астроному Джеймсу Грегори, предложившему её в 1663 году, однако не воплотил её в реальный телескоп.
Ньютон создал первый телескоп по такой схеме в 1668 году, но он был неудачным. Вторая модель оказалась лучше и давала отличное изображение с 40-кратным увеличением.
Это был большой прорыв в астрономии, особенно если учесть, что в то время пользовались рефракторами – линзовыми телескопами примитивной конструкции, а то и вовсе подзорными трубами. Конечно, такие инструменты не давали качественного изображения, да и увеличение у них было маленькое, хотя и с ними было совершено немало открытий.
Как бы то ни было, в 1671-1672 годах Ньютон продемонстрировал свой телескоп перед самим королём и в Королевском обществе, что вызвало немало восторгов. Ньютон стал знаменит и его сделали членом Королевского общества. Впоследствии телескоп-рефлектор стал основным астрономическим инструментом и позволил совершить многие важнейшие открытия.
С тех пор мало что изменилось, хотя появилось много других конструкций телескопов, в том числе и рефлекторов. Однако рефлектор Ньютона, как самый простой и одновременно эффективный инструмент, пользуется заслуженной любовью астрономов-любителей по всему миру, причём многие конструировали свой первый рефлектор Ньютона своими руками .
Что лучше наблюдать в рефлектор Ньютона
В телескоп такой конструкции можно наблюдать практически всё, но он будет неудобен для наземных наблюдений, так как даёт перевернутое изображение – для астрономических целей это совершенно несущественно.
Благодаря большому диаметру зеркала по сравнению с рефракторами и меньшим потерям света, рефлектор позволяет лучше рассмотреть слабосветящиеся объекты – туманности, галактики, планеты. Также по этим причинам он более эффективен при фотографировании.
Конечно, в рефлектор можно прекрасно наблюдать Луну, и он даст прекрасную детализацию её поверхности.
Как сделать рефлектор Ньютона своими руками
Сейчас рефлектор Ньютона можно легко купить в магазине, притом за сравнительно небольшие деньги можно получить самую разную конфигурацию, которая позволит увидеть многие космические объекты.
Однако при желании и настойчивости можно сделать рефлектор Ньютона своими руками. Дело это, конечно, кропотливое, но зато можно получить в свое распоряжение достаточно мощный телескоп, стоимость которого в магазине составляет десятки, а то и сотни тысяч рублей. Например, вполне успешно при некотором опыте любители создавали для домашних обсерваторий 200 и 250-мм телескопы.
Создание качественной оптики и механики требует не только материалов, но и знаний. Поэтому желающим самостоятельно сделать рефлектор Ньютона рекомендуем книгу Навашина М.С. «Телескоп астронома-любителя» и книгу Л.Л. Сикорука «Телескопы для любителей астрономии». В них можно найти не только массу теории, но и практически пошаговые инструкции по созданию телескопа. Кстати, в книге Сикорука Л.Л. рассматриваются и другие, более сложные системы, которые также можно создавать самостоятельно.
Зачем это нужно сейчас, когда можно все купить в магазине? Причины могут быть разные – от простой экономии до чисто практического интереса. В конце-концов, телескоп, созданный своими руками, под собственные требования, может оказаться ничем не хуже покупного, а приобретенные навыки точно лишними не будут.
Где купить рефлектор Ньютона
Купить рефлектор Ньютона сейчас не составляет труда. Это очень популярная конструкция, которая во множестве вариантов выпускается практически всеми производителями телескопов. В городах в магазинах оптики наверняка можно встретить такие модели во множестве.
Виджет от SocialMart
Можно купить рефлектор Ньютона и через Интернет. Здесь представлены модели такой конструкции практически любого размера и любого производителя. Выбрать нужную модель по характеристикам или цене не составит проблемы, а заказать можно прямо на сайте.
Основные оптические системы зеркальных телескопов
11 октября 2005 года в эксплуатацию был запущен телескоп Southern African Large Telescope в ЮАР с главным зеркалом размером 11 x 9.8 метров, состоящим из 91 одинакового шестиугольника.
13 июля 2007 года первый свет увидел телескоп Gran Telescopio Canarias на Канарских островах с диаметром зеркала 10,4 м, который является самым большим оптическим телескопом в мире по состоянию на первую половину 2009 года .
В современных составных рефлекторах с середины 1990-х годов используются деформируемые зеркала (англ. ) и адаптивная оптика , что позволяет компенсировать атмосферные искажения. Это стало прорывом в телескопостроении и позволило значительно повысить качество работы наземных телескопов.
См. также
Примечания
Литература
- Чикин А. А. «Отражательные телескопы» , Петроград, 1915
- Навашин М. С. Телескоп астронома-любителя. - М .: Наука, 1979.
- Сикорук Л. Л. Телескопы для любителей астрономии.
- Максутов Д. Д. Астрономическая оптика. - М.-Л.: Наука, 1979.
Ссылки
- Анимационные оптические схемы: Максутова-Касегрена, Максутова - Ньютона, Грегори-Максутова
Wikimedia Foundation . 2010 .
Что такое рефлектор?
В широком смысле слова рефлектор - это любой телескоп , объектив которого состоит только из зеркал. Это и объективы по схеме Ньютона (вогнутое параболическое главное зеркало и вспомогательное диагональное), и Кассегрена (главное - вогнутое, экранирующее меньшее по размеру - выпуклое), и Ричи-Кретьена (апланатический - свободный от комы - Кассегрен), и довольно редкого Грегори (вогнутое и главное, и экранирующее вспомогательное), и некоторые еще менее распространенные двух-, трех- и четырехзеркальные.
Однако в узком смысле это название обычно употребляют по отношению только к Ньютонам.
Какова схема Ньютона?
Классическая схема Ньютона это - вогнутое параболическое зеркало (главное зеркало - ГЗ), которое отражает лучи от бесконечно удаленного объекта в фокальную плоскость на расстоянии равном половине радиуса кривизны при вершине зеркала. Для того, чтобы вывести изображение из падающего параллельного пучка используется вспомогательное плоское зеркало повернутое на 45 градусов к оси труба, оно отражает изображение на 90 градусов. Из-за этих 45 градусов оно назвается диагональным (ДЗ). Для того, чтобы его тень на ГЗ была круглой (это выгодно по ряду соображений) форма ДЗ обычно делается эллиптической с отношением большой оси к малой равном 1.4142 (корень из двух). Размеры определяются размерами сечения светового конуса конуса в плоскости расположения ДЗ. Малая ось эллипса отражающей поверхности диагонального зеркала определяется следующим соотношением:
a (мм) = 4*S*D*(S-f"+L)/(4*S*S-D*D) , S (мм) = D*f"/(D - 2y")S - расстояние от ГЗ до вершины светового конуса (равно фокусному расстоянию при нулевом невиньетированном поле), D (мм) - диаметр ГЗ, 2y" (мм) - диаметр невиньетированного поля зрения, f" (мм) - фокусное расстояние ГЗ, L (мм) - излом оси (расстояние от оси трубы до вынесенной в бок фокальной плоскости).
Отношение a/D - линейный коэффициент экранирования и обычно выражают в процентах. При этом геометрический центр эллипса диагоналки для сохранения симметричности виньетирования должен быть смещен с оси главного зеркала на
d (мм) = 0.25*a*D/S = D*D*(S-f"+L)/(4*S*S-D*D ), ммв сторону от фокусера и к главному зеркалу. Внутренний размер трубы Ньютона должен быть больше диаметра ГЗ как минимум на величину примерно 2y", чтобы не виньетировались наклонные (полевые) световые пучки.
Труба телескопа Ньютона
Труба телескопа Ньютона состоит из следующих основных частей
Труба
Обеспечивает постоянство положения отдельных частей относительно друг друга, светозащиту от внешней засветки, потоков теплого воздуха от тела и дыхания наблюдателя, пыли и влаги. Труба может быть сплошной несущей или выполненной в виде фермы (возможно с легким чехлом, например, из капрона. Для уменьшения тепловых внутри трубы лучше окрашивать трубу снаружи белым цветом, а материал трубы выбирать из неметаллов. Жесткость трубы обеспечивает таже возможность ее присоединения к монтировке телескопа. Меньшая жесткость нужна для крепления в альт-азимутальной симметричной монтировке (типа Добсона) и несколько больная для крепления в экваториальной.
Главное зеркало
Создает изображение удаленных предметов в фокальной плоскости окуляра. В классическом исполнении имеет профиль параболоида вращения, но иногда при малых относительных отверстиях может быть заменено на сферическое. Парабола более подвержено технологическим ошибкам изготовления в процессе так называемой фигуризации, но зато обеспечивает высокую светосилу и минимальные аберрации на оси. Толщина зеркала должна быть такой, чтобы обеспечивать достаточную жесткость в условиях переменных весовых нагрузок, а материал - стекло, ситалл или даже плавленый кварц с высокой степенью оптической однородности и минимумом напряжений (как это обычно бывает в закаленном или витринном стекле).
Диагональное зеркало
Отбрасывает отраженный главным зеркалом свет вбок, позволяя рассматривать его фокальную плоскость без помех. Зеркало плоское (точность плоскости не менее 1/4 длины волны), имеет в идеале эллиптическую форму отражающей поверхности и скошенные под 45 градусов нерабочую цилиндрическую поверхность. Требования к материалу столь же жесткие как и у главного зеркала. На рынке аксессуаров есть предложения с 95% зеркальным и даже 99% диэлектрическим многослойным слоем отражения, но обычно алюминиевый зеркальный слой отражает порядка 88%. Размер зеркала снизу ограничен диаметром осевого пучка в точке излома оси и возможно меньшим виньетированием внеосевых пучков, а сверху требованиями минимизации экранирования (при малой оси диагоналки 30% от апертуры контраст изображения падает также как 1/4 волновая сферическая аберрация).
Как диагональное, так и главное зеркало имеют наружное зеркальное покрытие (обычно алюминиевое с защитой оксидом кварца или без) весьма чувствительное к механическим нагрузкам. Оно требует особенно бережного обращения и предохранения от царапин при чистке и мойке. Самый мелкие и незаметные царапинки на зеркальном слое приводят к уменьшению контраста изображения и потере проницания.
Оправа главного зеркала
Обеспечивает относительную (с точностью до тепловых зазоров порядка 0.5 мм на сторону) неподвижность главного зеркала по отношению к другим узлам. Лапки (реже приклеивание) предохраняют зеркало от выпадения из оправы. Зеркало обычно укладывается на три равносторонне разнесенные на опоры (диаметр окружности проходящей через опоры равен 0.4 диаметра зеркала) или на специальную систему весовой разгрузки. Оправа зеркала должна иметь возможность менять свое положение в трубе при помощи так называемых юстировочных винтов относительно трубы телескопа или неподвижной части оправы (базы) для обеспечения точной юстировки Ньютона.
Система охлаждения главного зеркала
Это или пассивная система, когда тыльная сторона зеркала максимально открыта наружному воздуху для того, чтобы как можно быстрее привести зеркало в температурное равновесие с окружающей средой, или активная вентиляция наружной и тыльной поверхности зеркала при помощи вентиляторов (обычно используются вентиляторы охлаждения системных блоков компьютеров).
Оправа вторичного зеркала
Оправа диагонального зеркала Ньютона обеспечивает, с одной стороны, точное и постоянное во времени положение диагонального зеркала относительно других элементов схемы (окуляра и главного зеркала), а с другой - возможность небольших изменения угла наклона, угла поворота относительно оси трубы и смещения вдоль ее для коллимации телескопа в процессе грубой юстировки.
"Паук" или растяжки
Обычно четырехлучевая схема подвески узла вторичного (диагонального) зеркала в трубе телескопа. Должна обеспечивать надежное фиксирование диагонального зеркала и возможность его центрировки относительно оси трубы. Иногда встречаются трехлучевые "пауки" (в отличие от четырехлучевых приводят к появлению шести дифракционных лучей вокруг изображения каждой яркой звезды). Еще более экзотичны теперь "одноногое" крепление вторичного зеркала и крепление на искривленных растяжках (последние уменьшают дифракционные лучи, до их полного исчезновения).
Фокусер
Предоставляет базу (обычно торец цилиндра и диаметр отверстия стандарта 1.25" или 2") для позиционирования и крепления окуляра с возможностью фокусировки (подгонки под зрение наблюдателя и совмещения фокальных плоскостей окуляра и главного зеркала). Обычно фокусер состоит из базы прикрепляемой к трубе (иногда с возможностью регулировки для выставления перпендикулярности), механизма фокусировки и подвижной трубки фокусера (обычно она имеет возможность перемещаться перпендикулярно оси трубы поступательно, без прокручивания). Наибольшее распространение получили реечная конструкция и фокусер Крейфорда. В любительской практике встречаются фокусеры из корпусов недорогих фотообъективов (типа Гелиос 44 и ему подобных).
Диафрагмы светозащиты
Прочие аксессуары
К трубе телескопа Ньютона обычно крепятся также оптический или коллимационный искатель, система балансировки (для того, чтобы трубы была подвешена на монтироке в состоянии безразличного равновесия), площадка для крепления фотооборудования и гида (небольшого телескопа для ручного или автоматического слежения за фотографируемым объектом). Важно иметь крышки, герметично закрывающие фокусер, передний и задний обрез трубы для ее хранения и перевозки.
А вот говорят есть какая-то "кома"?
При идеально изготовленной параболе ГЗ (что, говоря по совести, бывает только в математической модели) и идеальной юстировке центр поля зрения Ньютона полностью свободен от аберраций и разрешение ограничено только дифракцией (в том числе и от тени вторичного зеркала, которую можно особенно не принимать во внимание при коэффициенте линейного экранирования до 20%). Но Ньютон не свободен от аберраций. Чуть в сторону от оси и уже начинает проявляться кома (неизопланатизм) - аберрация связанная с неравностью увеличения разных кольцевых зон апертуры. Кома приводит к тому, что пятно рассеививания выглядит как проекция конуса - острой и самой яркой частью к центру поля зрения, тупой и округлой в сторону от центра. Размер пятна рассеивания пропорционален удалению от центра поля зрения и пропорционален квадрату диаметра апертуры. Поэтому особенно сильно проявление комы в так называемых "быстрых" (светосильных) Ньютонах на краю поля зрения. Обычно будущих владельцев Ньютона пугают малым диаметром поля зрения условно свободного от влияния комы (то есть в пределах которого кома меньше пресловутого критерия Релея). Приведем и мы эту несколько модернизированную табличку:
| k | d, мм | ф150 | ф200 | ф250 | ф300 |
| 2.86 | 0.50 | 4 | 3 | 2 | 2 |
| 3.21 | 0.71 | 5 | 4 | 3 | 3 |
| 3.61 | 1.00 | 6 | 5 | 4 | 3 |
| 4.05 | 1.41 | 8 | 6 | 5 | 4 |
| 4.55 | 2.00 | 10 | 8 | 6 | 5 |
| 5.10 | 2.83 | 13 | 10 | 8 | 6 |
| 5.73 | 4.00 | 16 | 12 | 10 | 8 |
| 6.43 | 5.66 | 20 | 15 | 12 | 10 |
| 7.22 | 8.00 | 25 | 19 | 15 | 13 |
| 8.10 | 11.3 | 32 | 24 | 19 | 16 |
| 9.09 | 16.0 | 40 | 30 | 24 | 20 |
| 10.2 | 22.6 | 51 | 38 | 30 | 25 |
k - относительное фокусное расстояние параболического зеркала телескопа,
d - диаметр поля зрения свободного от комы в мм (d = k3/45),
ф150 ф200 ф250 ф300 - колонки в который указаны угловые поля зрения условно свободные от комы, в угловых минутах соотвественно диаметру главного зеркала фХХХ в мм.
Возможно, покажутся полезными следующие формулы расчета величины комы в волновой мере:
WPV = 0.888*D/k^3
WRMS = 0.265*D/k^3
St = exp(-(1.66*D/k^3)^2)
где WPV - размах деформации волнового фронта возмущенного комой в длинах волн 0.55 мкм, k - относительный фокус зеркала, D - диаметр зеркала в мм, WRMS - среднеквадратическаая деформация волнового фронта, St - критерий Штреля.
В хорошо отъюстированных Ньютонах умеренной светосилы кома не слишком мешает наблюдениям. Она едва заметна в окуляр с ординарным полем зрения (Плёсл, Кельнер и т.п.) и сильнее в качественный широкоугольный окуляр (отсюда практический вывод - не стоит для Ньютона разоряться на очень уж дорогие широкоугольные окуляры, их перфектное качество может оказаться невостребованным - без корректора комы для детального рассматривания объект все-равно придется перемещать в центр поля зрения).
Значит только кома?
Ну, нет, конечно. Есть еще астигматизм, который хоть и проявляется в меньшей степени, чем у рефракторов, но так-же ухудшает край поля зрения. Если влияние комы линейно пропорционально удалению объекта от центра поля зрения, то астигматизм нарастает квадратично и именно он ухудшает качество изображения у края полевой диафрагмы 2" окуляров.
Вот табличка диаметров (мм) полей зрения Ньютона условно свободного от астигматизма (по критерию Реллея) в зависимости от диаметра зеркала D и относительного фокусного расстояния k = f"/D :
| k\D | 114 | 127 | 152 | 203 | 254 | 305 |
| 3.5 | 5.6 | 5.9 | 6.5 | 7.5 | 8.4 | 9.2 |
| 4 | 6.8 | 7.2 | 7.9 | 9.1 | 10.2 | 11.2 |
| 4.5 | 8.2 | 8.6 | 9.4 | 10.9 | 12.2 | 13.4 |
| 5 | 9.6 | 10.1 | 11.1 | 12.8 | 14.3 | 15.7 |
| 6 | 12.6 | 13.3 | 14.5 | 16.8 | 18.8 | 20.6 |
| 7 | 15.9 | 16.7 | 18.3 | 21.2 | 23.7 | 25.9 |
| 8 | 19.4 | 20.4 | 22.4 | 25.9 | 28.9 | 31.7 |
| 10 | 27.1 | 28.6 | 31.3 | 36.1 | 40.4 | 44.3 |
А всякие там Шмидт-Ньютоны?
Существуют многочисленные вариации оптической схемы Ньютона.
Ньютон со сферическим (а не параболическим) главным зеркалом. Эта схема вносит сферическую аберрацию тем большую, чем больше светосила главного зеркала. То есть пригодна только для весьма умеренных по апертуре и несветосильных инструментов. К примеру, для 150 мм диаметра сферическое зеркало с фокусом 1500 мм почти идеально замещает параболическое. См. обсуждение , в котором в частности приведена формула связывающая минимальное фокусное расстояние сферического зеркала, когда оно еще не слишком уступает параболическому f" = 1.52*D^4/3 Из этой формулы следует такая табличка минимальных фокусных расстояний при которых возможна замена парабол сферическими зеркалами:
| D, мм | Fmin, мм | |
| 114 | 840 | 1:7.4 |
| 130 | 1000 | 1:7.7 |
| 150 | 1200 | 1:8 |
| 200 | 1778 | 1:9 |
| 250 | 2394 | 1:9.5 |
| 300 | 3053 | 1:10 |
вообще же для, сферического зеркала диаметром D и относительным фокусным k = f"/D сферическую аберрацию в волновой мере можно рассчитать по формулам:
WPV = 0.888*D/k^3 - полный размах
WRMS = 0.265*D/k^3 - среднеквадратическое значение
- Ньютон с линзовым компенсатором сферической аберрации. Это сферическое главное зеркало в сочетании с линзовый компенсатором сферической аберрации располагаемый перед фокусом в окулярном узле. Увы, качество компенсации в дешевом исполнении этой схемы невысоко, да и велика чувствительность к разъюстировкам.
- Ньютон с корректором комы. Классический Ньютон с двух- трехлинзовым корректором комы и некоторых других полевых аберраций. В таком исполнении Ньютон становится весьма пригоден как для астрофотографических работ, так и для использования высококачественных широкоугольных окуляров. Чувствительность к разъюстировкам такая-же, как у обычного Ньютона.
- Ньютон с призмой полного отражения вместо диагонального зеркала. Призма - не самая лучшая замена диагональному зеркалу (она вносит аберрации, имеет большее число источников погрешностей, более чувствительна к ошибкам изготовления, хуже в части экранирования и т.д.), но при небольших апертурах приемлема.
- Шмидт-Ньютон с компенсатором в виде пластинки Шмидта. Пластинка Шмидта закрывает передний обрез трубы, что благоприятно сказывается на чистоте зеркал и уменьшении внутренних тепловых токов. Главное зеркало - сферическое. Кома примерно вдвое меньше, чем у классического Ньютона.
- Максутов-Ньютон с афокальным компенсатором в параллельном ходе лучей в виде ахроматического мениска (расположен на переднем обрезе трубы и делает ее "закрытой"). Главное зеркало - сферическое. Кома исправлена, то есть объектив апланатичен.
- Волосов-Ньютон с компенсатором в виде двухлинзового афокального корректора в передней части трубы (труба такми образом закрыта). Наилучшее исправление как осевых, так и полевых аберраций, позволяет достигать весьма интересных для астрофотографии светосил. См. интересное обсуждение
В чем отличие Ньютона и Добсона?
Хм,.. они жили в разное время. Да и для любителя астрономии это имена разных классов объектов. Ньютон - имя оптической схемы рефлектора, а Добсон (Доб) - имя концепции визуального любительского телескопа включающего трубу с оптической схемой Ньютона на упрощенной легкой альт-азимутальной монтировке. То есть, если кто-то говорит, что у него Ньютон. Скорее всего это означает трубу по схеме Ньютона на какой-то экваториальной монтировке (может быть с возможностью астрофотографии).
> Виды телескопов
Все оптические телескопы группируются по виду светособирающего элемента на зеркальные, линзовые и комбинированные. Каждый тип телескопов имеет свои достоинства и недостатки, поэтому, выбирая оптику, нужно принимать во внимание следующие факторы: условия и цели наблюдения, требования к весу и мобильности, цене, уровню аберрации. Охарактеризуем наиболее популярные виды телескопов.
Рефракторы (линзовые телескопы)
Рефракторы – это первые телескопы, изобретенные человеком. В таком телескопе за сбор света отвечает двояковыпуклая линза, которая выступает в роли объектива. Ее действие строится на основном свойстве выпуклых линз – преломлении световых лучей и их сборе в фокусе. Отсюда и название - рефракторы (от латинского refract - преломлять).
Был создан в 1609 году. В нем были использованы две линзы, с помощью которых собиралось максимальное количество звездного света. Первая линза, которая выступала в роли объектива, была выпуклой и служила для сбора и фокусировки света на определенном расстоянии. Вторая линза, играющая роль окуляра, была вогнутой и использовалась для превращения сходящего светового пучка в параллельный. С помощью системы Галилея можно получить прямое, неперевернутое изображение, качество которого сильно страдает от хроматической аберрации. Эффект хроматической аберрации можно увидеть в виде ложного прокрашивания деталей и границ объекта.
Рефрактор Кеплера – более совершенная система, которая была создана в 1611 году. Здесь в роли окуляра использовалась выпуклая линза, в которой передний фокус был совмещен с задним фокусом линзы-объектива. От этого итоговое изображение было перевернутым, что не принципиально для астрономических исследований. Главное преимущество новой системы – возможность установки измерительной сетки внутри трубы в точке фокуса.
Для данной схемы также была характерна хроматическая аберрация, впрочем эффект от нее можно было нивелировать, увеличив фокусное расстояние. Именно поэтому телескопы того времени имели огромное фокусное расстояние с трубой соответствующего размера, что вызывало серьезные трудности при проведении астрономических исследований.
В начале XVIII века появился , который популярен и в сегодняшние дни. Объектив данного прибора сделан из двух линз, изготовленных их различных сортов стекла. Одна линза – собирающая, вторая – рассеивающая. Такая структура позволяет серьезно уменьшить хроматическую и сферическую аберрации. А корпус телескопа остается весьма компактным. Сегодня созданы рефракторы апохроматы, в которых влияние хроматической аберрации сведено к возможному минимуму.
Достоинства рефракторов:
- Простая конструкция, легкость в эксплуатации, надежность;
- Быстрая термостабилизация;
- Нетребовательность к профессиональному обслуживанию;
- Идеален для исследования планет, Луны, двойных звезд;
- Превосходная цветопередача в апохроматическом исполнении, хорошая – в ахроматическом;
- Система без центрального экранирования от диагонального или вторичного зеркала. Отсюда высокая контрастность изображения;
- Отсутствие воздушных потоков в трубе, защита оптики от грязи и пыли;
- Цельная конструкция объектива, не требующая регулировок со стороны астронома.
Недостатки рефракторов:
- Высокая цена;
- Большой вес и габариты;
- Небольшой практический диаметр апертуры;
- Ограниченность в исследовании тусклых и небольших объектов в далеком космосе.
Название зеркальных телескопов – рефлекторов происходит от латинского слова reflectio – отражать. Данный прибор представляет собой телескоп с объективом, в роли которого выступает вогнутое зеркало. Его задача – собирать звездный свет в единой точке. Поместив в данной точке окуляр, можно увидеть изображение.
Один из первых рефлекторов (телескоп Грегори ) был придуман в 1663 году. Данный телескоп с параболическим зеркалом был полностью избавлен от хроматических и сферических аберраций. Свет, собранный зеркалом, отражался от небольшого овального зеркала, который был закреплен перед главным, в котором было небольшое отверстие для вывода светового пучка.
Ньютон был полностью разочарован в телескопах-рефракторах, поэтому одной из главных его разработок стал телескоп-рефлектор, созданный на основе металлического главного зеркала. Он одинаково отражал свет с различными длинами волн, а сферическая форма зеркала делала прибор более доступным даже для самостоятельного изготовления.
В 1672 году ученый-астроном Лорен Кассегрен предложил схему телескопа, который внешне напоминал знаменитый рефлектор Грегори. Но усовершенствованная модель имела несколько серьезных отличий, главное из которых – выпуклое гиперболическое вторичное зеркало, которое позволило сделать телескоп более компактным и свело к минимуму центральное экранирование. Впрочем, традиционный рефлектор Кассегрена оказался нетехнологичным для массового изготовления. Зеркала со сложными поверхностями и неисправленная аберрация комы – основные причины такой непопулярности. Однако модификации данного телескопа используются сегодня по всему миру. К примеру, телескоп Ричи-Кретьена и масса оптических приборов на основе системы Шмидта-Кассегрена и Максутова-Кассегрена
.
Сегодня под названием «рефлектор» принято понимать ньютоновский телескоп. Основные его характеристики – это небольшая сферическая аберрация, отсутствие какого-либо хроматизма, а также неизопланатизм – проявление комы вблизи от оси, что связано с неравностью отдельных кольцевых зон апертуры. Из-за этого звезда в телескопе выглядит не как круг, а как некая проекция конуса. При этом, тупая округлая его часть повернута от центра в сторону, а острая – напротив, к центру. Для коррекции эффекта комы используются линзовые корректоры, которые следует фиксировать перед фотокамерой или окуляром.
«Ньютоны» зачастую выполняются на монтировке Добсона, которая отличается практичностью и компактными размерами. Это делает телескоп весьма портативным устройством, несмотря на размеры апертуры.
Достоинства рефлекторов:
- Мобильность и компактность;
- Высокая эффективность при наблюдении тусклых объектов в глубоком космосе: туманностей, галактик, звездных скоплений;
Доступная цена;
Максимально яркие и четкие изображения с минимальным искажением.
Хроматическая аберрация сведена к нулю.
Недостатки рефлекторов:
- Растяжка вторичного зеркала, центральное экранирование. Отсюда – низкая контрастность изображения;
- Термостабилизация большого стеклянного зеркала занимает много времени;
- Открытая труба без защиты от тепла и пыли. Отсюда – низкое качество изображения;
- Требуется регулярная коллимация и юстировка, которые могут утрачиваться во время использования или перевозки.
Для исправления аберрации и построения изображения катадиоптрические телескопы применяют как зеркала, так и линзы. Набольшим спросом сегодня пользуются два типа таких телескопов: на схеме Шмидт-Кассегрена и Максутов-Кассегрена.
Конструкция приборов Шмидта-Кассегрена (ШК) состоит из сферических главного и вторичного зеркал. При этом сферическая аберрация корректируется полноапертурной пластиной Шмидта, которая установлена на входе в трубу. Однако здесь сохраняются некоторые остаточные аберрации в виде комы и кривизны поля. Их исправление возможно при использовании линзовых корректоров, которые особенно актуальны в астрофотографии.
Основные достоинства приборов такого типа касаются минимального веса и короткой трубы при сохранении внушительного диаметра апертуры и фокусного расстояния. Вместе с тем, для данных моделей не характерны растяжки крепления вторичного зеркала, а особая конструкция трубы исключает проникновение внутрь воздуха и пыли.
Разработка системы Максутова-Кассегрена
(МК) принадлежит советскому инженеру-оптику Д. Максутову. Конструкция такого телескопа оснащена сферическими зеркалами, а за коррекцию аберраций отвечает полноапертурный линзовый корректор, в роли которой выступает выпукло-вогнутая линза – мениск. Именно поэтому такое оптическое оборудование часто называют менисковым рефлектором.
К достоинствам МК относится возможность корректировки практически любой аберрации с помощью подбора основных параметров. Единственное исключение – это сферическая аберрация высшего порядка. Всё это делает схему популярной среди производителей и любителей астрономии.
Действительно, при прочих равных условиях система МК дает более качественные и четкие изображения, чем схема ШК. Однако у более габаритных телескопах МК продолжительнее период термостабилизации, поскольку толстый мениск теряет температуру гораздо медленнее. Кроме того, МК более чувствительны к жесткости крепления корректора, поэтому конструкция телескопа обладает большим весом. С этим связана высокая популярность систем МК с малыми и средними апертурами и систем ШК со средними и большими апертурами.
Кроме того, разработаны катадиоптрические системы Максутова-Ньютона и Шмидта-Ньютона, конструкция которых создана специально для исправления аберраций. Они сохранили ньютоновские габариты, но вес их существенно возрос. Особенно это касается менисковых корректоров.
Достоинства
- Универсальность. Могут использоваться и для наземных, и для космических наблюдений;
- Повышенный уровень исправления аберрации;
- Защита от пыли и тепловых потоков;
- Компактные размеры;
- Доступная цена.
Недостатки катадиоптрических телескопов:
- Долгий период термостабилизации, что особенно актуально для телескопов с менисковым корректором;
- Сложность конструкции, которая вызывает трудности при установке и самостоятельной юстировке.
Телескоп – это астрономический оптический прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел.
Телескоп имеет окуляр, объектив или главное зеркало и специальную трубу, которая прикрепляется к монтировке, она же, в свою очередь, содержит оси, благодаря которым происходит наведение на объект наблюдения.
В 1609 году Галилео Галилеем был собран первый в истории человечества оптический телескоп. (Об этом читайте на нашем сайте: Кто создал первый телескоп?).
Современные телескопы бывают нескольких типов.
Рефлекторные (зеркальные) телескопы
Если дать им самую упрощенную характеристику, то это такие устройства, которые имеют специальное вогнутое зеркало, выполняющее собирание света и его фокусирование. К достоинствам таких телескопов можно отнести простоту изготовления, хорошее качество оптики. Основным недостатком является немного бОльшая забота и обслуживание, чем у других видов телескопов.
Ну, а теперь более подробно о рефлекторных телескопах.
Рефлектор – телескоп с зеркальным объективом, который образует изображение путем отражения света от зеркальной поверхности.
Рефлекторы используются в основном для фотографирования неба, фотоэлектрических и спектральных исследований, а для визуальных наблюдений они используются реже.
Рефлекторы имею некоторые преимущества перед рефракторами (телескопами с линзовым объективом), т.к. в них отсутствует хроматическая аберрация (окрашенность изображений); главное зеркало легче сделать бОльших размеров, чем линзовый объектив. Если зеркало имеет не сферическую, а параболическую форму, то можно свести к нулю сферическую аберрацию
(размытость краев или середины изображения). Изготовление зеркал легче и дешевле, чем линзовых объективов, что дает возможность увеличить диаметр объектива, а значит, разрешающую способность телескопа. Из готового комплекта зеркал любители-астрономы могут создать самодельный «ньютоновский» рефлектор. Достоинство, благодаря которому система получила распространение среди любителей, - простота изготовления зеркал (главное зеркало в случае малых относительных отверстий - сфера; плоское зеркало может быть небольших размеров).
Рефлектор системы Ньютона
Был изобретен в 1662 году. Его телескоп был первым зеркальным телескопом. В рефлекторах большое зеркало называют главным зеркалом. В плоскости главного зеркала могут быть помещены фотопластинки для фотографирования небесных объектов.
В системе Ньютона объектив представляет собой вогнутое параболическое зеркало, от которого отраженные лучи небольшим плоским зеркалом направляются в окуляр, находящийся сбоку от трубы.
Картинка: Отражение сигналов, приходящих с различных направлений.
Рефлектор системы Грегори
Лучи от главного вогнутого параболического зеркала направляются на небольшое вогнутое эллиптическое зеркало, которое отражает их в окуляр, помещенный в центральном отверстии главного зеркала. Поскольку эллиптическое зеркало расположено за фокусом главного зеркала, изображение получается прямое, тогда как в системе Ньютона – перевернутое. Наличие второго зеркала увеличивает фокусное расстояние и тем самым дает возможность большого увеличения.
Рефлектор системы Кассегрена
Здесь вторичное зеркало – гиперболическое. Оно установлено перед фокусом главного зеркала и позволяет сделать трубу рефлектора более короткой. Главное зеркало – параболическое, здесь нет сферической аберрации, но есть кома (изображение точки принимает вид несимметричного пятна рассеяния) – это ограничивает поле зрения рефлектора.
Рефлектор системы Ломоносова – Гершеля
Здесь, в отличие от рефлектора Ньютона, главное зеркало наклонено таким образом, что изображение фокусируется вблизи входного отверстия телескопа, где и помещается окуляр. Эта система дала возможность исключить промежуточные зеркала и и потери света в них.
Рефлектор системы Ричи-Кретьена
Эта система представляет собой улучшенный вариант системы Кассегрена. Главное зеркало – вогнутое гиперболическое, а вспомогательное – выпуклое гиперболическое. Окуляр установлен в центральном отверстии гиперболического зеркала.
В последнее время эта система получила широкое применение.
Существую и другие рефлекторные системы: Шварцшильда, Максутова и Шмидта (зеркально-линзовые системы), Мерсена, Нессмита.
Недостаток рефлекторов
Их трубы открыты потокам воздуха, которые портят поверхность зеркал. От колебаний температуры и механических нагрузок форма зеркал слегка меняется, а из-за этого ухудшается видимость.
Один из крупнейших рефлекторов находится в Маунт-Паломарской астрономической обсерватории США. Его зеркало имеет диаметр 5 м. Крупнейший в мире астрономический рефлектор (6 м) находится в Специальной астрофизической обсерватории на Северном Кавказе.
Телескоп-рефрактор (линзовый телескоп)
Рефракторы
– это телескопы, имеющие линзовый объектив, который образует изображение объектов посредством преломления лучей света.
Это известная всем классическая длинная труба в виде подзорной с большой линзой (объективом) в одном конце и окуляром в другом. Рефракторы используются для визуальных, фотографических, спектральных и других наблюдений.
Рефракторы обычно построены по системе Кеплера. Угловое зрение этих телескопом мало, не превосходит 2º. Объектив, как правило, двухлинзовый.
Линзы в объективах небольших рефракторов обычно склеивают для уменьшения бликов и потерь света. Поверхности линз подвергают специальной обработке (просветление оптики), в результате этого на стекле образуется тонкая прозрачная пленка, которая значительно уменьшает потери света вследствие отражения.
Крупнейший в мире рефрактор Йерксской астрономической обсерватории в США имеет объектив диаметром 1,02 м. На Пулковской обсерватории установлен рефрактор с диаметром объектива 0,65 м.
Зеркально-линзовые телескопы
Зеркально-линзовый телескоп предназначен для фотографирования больших областей неба. Его изобрел в 1929 немецкий оптик Б. Шмидт . Главными деталями здесь являются сферическое зеркало и Шмидта коррекционная пластинка, установленная в центре кривизны зеркала. Благодаря такому положению коррекционной пластинки все пучки лучей, проходящие через неё от разных участков неба, оказываются равноправными по отношению к зеркалу, вследствие чего телескоп свободен от аберраций оптических систем. Сферическая аберрация зеркала исправляется коррекционной пластинкой, центральная часть которой действует как слабая положительная линза, а внешняя - как слабая отрицательная линза. Фокальная поверхность, на которой образуется изображение участка неба, имеет форму сферы, радиус кривизны которой равен фокусному расстоянию. Фокальная поверхность может быть преобразована в плоскую с помощью Пиацци - Смита линзы.
Недостатком
зеркально-линзовых телескопов является значительная длина трубы, вдвое превышающая фокусное расстояние телескопа. Для устранения этого недостатка предложен ряд модификаций, в том числе применение второго (дополнительного) выпуклого зеркала, приближение коррекционной пластинки к главному зеркалу и др.
Крупнейшие телескопы Шмидта установлены на Таутенбургской астрономической обсерватории в ГДР (D= 1,37м, А = 1:3), Маунт-Паломарской астрономической обсерватории в США (D = 1,22 м, А = 1:2,5) и на Бюраканской астрофизической обсерватории АН Армянской ССР (D = 1,00 м, А = 1:2, 1:3).
Радиотелескопы
Они используются для исследования космических объектов в радиодиапазоне. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр
- чувствительный радиоприемник и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона.
При объединении в единую сеть нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, говорят о радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). Примером такой сети может служить американская система VLBA (англ. Very Long Baseline Array). С 1997 по 2003 год функционировал японский орбитальный радиотелескоп HALCA (англ. Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy), включенный в сеть телескопов VLBA, что позволило существенно улучшить разрешающую способность всей сети.
Российский орбитальный радиотелескоп Радиоастрон планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.
Космические телескопы (астрономические спутники)
Они сконструированы для проведения астрономических наблюдений из космоса. Потребность в таком виде обсерваторий возникла из-за того, что земная атмосфера задерживает гамма-, рентгеновское и ультрафиолетовое излучение космических объектов, а также большую часть инфракрасного.
Космические телескопы оборудуют устройствами для сбора и фокусировки излучения, а также системами преобразования и передачи данных, системой ориентации, иногда двигательными системами.
Рентгеновские телескопы
Предназначены для наблюдения удаленных объектов в рентгеновском спектре. Для работы таких телескопов обычно требуется поднять их над атмосферой Земли, непрозрачной для рентгеновских лучей. Поэтому телескопы размещают на высотных ракетах или на искусственных спутниках Земли.
На рисунке: Рентгеновский Телескоп - Позиционно чувствительный (АРТ-П). Был создан в отделе астрофизики высоких энергий Института космических исследований АН СССР (Москва).