Конструирование телескопов из готовой оптики. Как самостоятельно в домашних условиях по простым чертежам сделать самодельный телескоп-рефлектор

Главные части в телескопе - объектив и окуляр. Объектив направляют в сторону объекта, который хотят наблюдать, а в окуляр смотрят глазом.

Существует три основных типа оптических систем телескопов – рефрактор (с линзовым объективом), рефлектор (с зеркальным объективом) и зеркально-линзовый телескоп.

Телескоп-рефрактор имеет в качестве объектива линзу в передней части трубы. Чем больше диаметр линзы, тем ярче кажется небесный объект в поле зрения, тем более слабый объект можно заметить в этот телескоп. Как правило, объектив рефрактора представляет собой не одиночную линзу, а систему линз. Они изготовляются из разных сортов стекла и склеиваются между собой специальным клеем. Это делается для того, чтобы уменьшить искажения в изображении. Эти искажения называются аберрациями. Аберрациями обладает любая линза. Главные из них – сферическая аберрация и хроматическая аберрация.

Сферическая аберрация заключается в том, что края линзы сильнее отклоняют световые лучи, чем середина. Иными словами, лучи света, пройдя через линзу, не сходятся в одном месте. А нам очень важно, чтобы лучи сходились в одной точке. Ведь от этого зависит чёткость изображения. Но это еще полбеды. Ты знаешь, что белый свет является составным – в него входят лучи всех цветов радуги. В этом легко убедиться с помощью стеклянной призмы. Направим на неё узкий луч белого света. Мы увидим, что белый луч, во-первых, разложится на несколько цветных лучей, и, во-вторых преломится, т.е. изменит направление. Но самое важное то, что лучи разного цвета преломляются по-разному – красные отклоняются меньше, а синие – больше. Линза тоже своего рода призма. И она неодинаково фокусирует лучи разных цветов – синие собираются в точку ближе к линзе, красные – дальше от неё.

Изображение, даваемое линзой, всегда слегка окрашено по краям радужной каймой. Так проявляет себя хроматическая аберрация.

Чтобы уменьшить сферическую и хроматическую аберрации, средневековые астрономы придумали делать линзы с очень большим фокусным расстоянием. Фокусное расстояние – это расстояние от центра линзы до фокуса , т.е. точки, где происходит пересечение преломленных лучей света (на самом деле в фокусе получается крошечное изображение предмета). Задача объектива - собрать побольше света от небесного объекта и построить крошечное и чёткое изображение этого предмета в фокусе.

Польский астроном XVII века Ян Гевелий изготавливал телескопы длиной 50 метров. Зачем? Чтобы не так сильно сказывались аберрации, т.е. чтобы получить возможно более чёткое и неокрашенное изображение небесного объекта. Конечно, работать с таким рефрактором было очень неудобно. Поэтому Гевелий, хотя и был трудолюбивым астрономом, многого не смог открыть.

Впоследствии оптики придумали делать объектив не из одной, а из двух линз. Причём так подбирали сорта стекол и кривизну их поверхностей, что аберрации одной линзы гасили, компенсировали аберрации другой линзы.

Так появился сложный объектив. Рефракторы сразу уменьшились в размерах. Зачем делать длинный телескоп, если качественный объектив можно сделать более короткофокусным? Именно поэтому в детских телескопах такое плохое изображение – ведь там используется в качестве объектива всего одна линза. А нужно минимум две. Одна линза стоит дешевле, чем две, поэтому детские телескопы так дешевы. Но всё-таки, какие бы стёкла оптики ни подбирали для объективов, совсем избежать хроматической аберрации не удаётся. Поэтому в рефракторах всегда есть небольшой синий ореол вокруг изображения. Однако в целом, рефракторы среди телескопов других систем дают самое чёткое изображение.

Ты должен остановить свой выбор на рефракторе, если собираешься наблюдать подробности небесных объектов – горы и кратеры на Луне, полосы и Большое Красное Пятно на Юпитере, кольца Сатурна, двойные звёзды, шаровые звёздные скопления и т.п. Бледные, размытые объекты – туманности, галактики, кометы – нужно наблюдать в телескоп-рефлектор .

В рефлекторе свет собирается не линзой, а вогнутым зеркалом определённой кривизны. Зеркало изготовить проще, чем линзу, потому что приходится шлифовать только одну поверхность. К тому же, для линз нужно особое качественное стекло, а для зеркал подходит любое стекло. Поэтому рефлекторы в целом стоят дешевле рефракторов с таким же диаметром линзы. Многие любители астрономии сами строят неплохие рефлекторы. Главное преимущество рефлектора в том, что зеркало не даёт хроматической аберрации. Первый в истории рефлектор создал Исаак Ньютон в XVIII веке. Этот английский учёный первым заметил, что вогнутое зеркало одинаково отражает лучи всех цветов и может создавать неокрашенное изображение. Ньютон разработал оптическую систему телескопа, которую принято называть Ньютоновской. Рефлекторы системы Ньютона изготовляются сегодня промышленным способом во многих странах мира.

Самый большой рефлектор системы Ньютона в XVIII веке построил английский астроном Вильям Гершель. Диаметр вогнутого зеркала был 122 см, а длина трубы телескопа – 12 метров. Конечно, телескоп неуклюжий, но всё-таки это уже не 50-метровый рефрактор Гевелия. Со своим телескопом Гершель совершил много замечательных открытий. Одно из самых важных – открытие планеты Уран.

Посмотрим на ход лучей в системе рефрактора и рефлектора.

В рефракторе свет проходит через линзу и непосредственно попадает в окуляр и дальше в глаз наблюдателя. В рефлекторе свет отражается от вогнутого зеркала и направляется сначала на плоское зеркало, установленное в верхней части трубы, и только потом попадает в окуляр и глаз. В рефлекторе, таким образом, работает два зеркала – одно вогнутое (главное), другое плоское (диагональное). Задача главного зеркала такая же, как у линзового объектива - собирать свет и строить крошечное и чёткое изображение в фокусе.

Плоское (диагональное) зеркало держится на специальных растяжках (как правило, их 4 штуки) в передней части трубы. А теперь представь: свет попадает в трубу телескопа, часть света загораживает плоское зеркало и растяжки. В результате на главное вогнутое зеркало попадает меньше света, чем могло попасть. Это называется центральным экранированием. Центральное экранирование приводит к потере чёткости изображения.

Наконец, познакомимся с зеркально-линзовыми телескопами . Они сочетают в себе элементы и рефрактора и рефлектора. Там есть и вогнутое зеркало, и линза в передней части трубы. Как правило, задняя часть этой линзы посеребрена. Этот серебристый кружок играет роль дополнительного зеркала. Ход световых лучей в зеркально-линзовых телескопах сложнее. Свет проходит через переднюю линзу, затем попадает на вогнутое зеркало, отражается от него, идёт обратно к передней линзе, отражается от серебристого кружка, идёт обратно к вогнутому зеркалу и проходит сквозь отверстие в этом зеркале. И только после этого свет попадает в окуляр и глаз наблюдателя. Световой поток внутри трубы три раза меняет направление. Поэтому зеркально-линзовые телескопы так компактны. Если у тебя мало места на балконе, то свой выбор нужно остановить именно на таком телескопе.

Существует несколько оптических систем зеркально-линзовых телескопов. Например, телескоп системы Максутова, Шмидта, Кассегрена, Клевцова. Каждый из этих оптиков по-своему решает основные недостатки зеркально-линзового телескопа. Что же это за недостатки? Во-первых, много оптических поверхностей. Давай посчитаем: как минимум 6, и на каждой из них теряется часть света (к сведению, в рефракторе и рефлекторе их по 4). В нутри такого телескопа теряется много света. Если рефрактор способен пропускать 92% попадающего в него света от небесного объекта, то через зеркально-линзовый телескоп проходит только 55% света. Иными словами, объекты в такой телескоп выглядят более тусклыми по сравнению с рефрактором с таким же диаметром объектива. Поэтому зеркально-линзовые телескопы лучше использовать для ярких объектов – Луны и планет. Но, учитывая центральное экранирование из-за зеркала на передней линзе, приходится признать, что чёткость изображения также ниже, чем в рефракторе. Во-вторых, и линза, и вогнутое зеркало создают свои аберрации. Поэтому качественный зеркально-линзовый телескоп стоит довольно дорого.

Увеличение телескопа. Чтобы найти увеличение телескопа, нужно фокусное расстояние объектива разделить на фокусное расстояние окуляра. Например, объектив имеет фокусное расстояние 1 м (1 000 мм), при этом у нас в распоряжении три окуляра с фокусными расстояниями 5 см (50 мм), 2 см (20 мм) и 1 см (10 мм). Меняя эти окуляры, мы получим три увеличения:

Обрати внимание, если мы берём фокусное расстояние объектива в мм, то и фокусное расстояние окуляра тоже в мм.

Казалось бы, если брать всё более короткофокусные окуляры, то можно получать всё большие увеличения. Например, окуляр с фокусным расстоянием 1 мм дал бы с нашим объективом увеличение 1 000 крат. Однако изготовить такой окуляр с высокой точностью очень сложно, да и нет необходимости. При наземных наблюдениях использовать увеличение более 500 крат не удаётся из-за атмосферных помех. Даже если поставить увеличение в 500 крат, атмосферные течения так сильно портят изображение, что на нём нельзя рассмотреть ничего нового. Как правило, наблюдения проводят с увеличением максимум 200-300 крат.

Несмотря на применение больших увеличений, звёзды в телескоп всё равно выглядят точками . Причина - колоссальная удалённость звёзд от Земли. Однако, телескоп позволяет увидеть невидимые глазом звёзды, т.к. собирает больше света, чем человеческий глаз. Звёзды в телескоп выглядят ярче, у них лучше различаются оттенки, а также сильнее заметно мерцание, вызываемое земной атмосферой.

Максимальное и минимальное полезные увеличения телескопа. Одно из назначений телескопа в том, чтобы собрать побольше света от небесного объекта. Чем больше света пройдёт через объектив телескопа, тем ярче будет выглядеть объект в поле зрения. Это особенно важно при наблюдении туманных объектов - туманностей, галактик, комет. При этом нужно, чтобы весь собранный свет попал в глаз наблюдателя.

Максимальный диаметр зрачка человеческого глаза 6 мм. Если выходящий из окуляра световой пучок (т.н. выходной зрачок ) будет шире 6 мм, значит, часть света в глаз не попадёт. Следовательно, нужно использовать такой окуляр, который даёт выходной зрачок не шире 6 мм. При этом телескоп даст минимальное полезное увеличение. Его рассчитывают так: диаметр объектива (в мм) делят на 6 мм. Например, если диаметр объектива 120 мм, то минимальное полезное увеличение будет 20 крат. Ещё меньшее увеличение на этом телескопе использовать нерационально, так как выходной зрачок будет больше 6 мм.

Запомни закономерность: чем меньше увеличение телескопа, тем больше выходной зрачок (и наоборот).

Минимальное полезное увеличение телескопа ещё называют равнозрачковым , потому что выходной зрачок окуляра совпадает с максимальным диаметром зрачка человека - 6 мм.

Чтобы найти максимальное полезное увеличение телескопа, нужно диаметр объектива (в мм) умножить на 1,5. Если диаметр объектива 120 мм, то получим максимальное полезное увеличение 180 крат. Большее увеличение на этом телескопе получить можно, но это будет бесполезно, т.к. новых деталей выявить не удастся из-за появления дифракционных картин. При наблюдении двойных звёзд иногда используют увеличение, численно равное удвоенному диаметру объектива (в мм).

Таким образом, на телескопе с диаметром объектива 120 мм имеет смысл использовать увеличения от 20 до 180 крат.

Существует т.н. проницающее увеличение. Считают, что при его использовании достигается наилучшее проницание - становятся видны самые слабые звёзды, доступные для данного телескопа. Проницающее увеличение используют для наблюдения звёздных скоплений и спутников планет. Чтобы его найти, нужно диаметр объектива (в мм) разделить на 0,7.

В телескопах совместно с окуляром иногда применяют т.н. линзу Барлоу , представляющую собой рассеивающую линзу. Если линза Барлоу двухкратная (2х), то она как бы увеличивает фокусное расстояние объектива в 2 раза (3-кратная линза Барлоу - в 3 раза). Если, например, у объектива фокусное расстояние равно 1 000 мм, то с использованием 2-кратной линзы Барлоу и окуляра с фокусным рассоянием 10 мм мы получим увеличение 200 крат. Таким образом, линза Барлоу служит для повышения увеличения. Конечно, эта линза вносит в общую картину свои аберрации, поэтому при выявлении мелких деталей на Луне, Солнце, планетах от этой линзы лучше отказаться.

Подробнее смотри

Телескоп, оборудованный для фотографии небесных объектов, называется астрографом . В нём вместо окуляра используется приёмник излучения (раньше это была фотопластинка, фотоплёнка, сегодня - приборы с зарядовой связью). Светочувствительный элемент приёмника излучения располагается в фокусе объектива, так что крошечное изображение предмета запечатлевается. Сегодня астрограф непременно используется в сочетании с компьютером.

Самодельный рефлектор с вогнутым зеркалом, изготовленным руками любителя, не является единственным типом любительского телескопа. В практике работы астрономического кружка средней школы, по крайней мере на первых порах, немаловажную роль может сыграть конструирование телескопов из готовой оптики. Наиболее простыми из них являются телескопы из очковых стекол.

На целесообразность использования очковых стекол в качестве однолинзовых объективов для самодельных телескопов-рефракторов в свое время обратил внимание любителей астрономии еще А. А. Чикин, изложивший в своей книге "Самодельная астрономическая труба из очковых стекол" очень подробно методику изготовления таких телескопов и их применение в астрономических наблюдениях.

В теоретической оптике доказывается, что небольшая (диаметром меньше 4 см) собирательная линза, светосила которой не превосходит 1:50, способна давать изображения, практически свободные как от сферической, так и от хроматической аберрации.

Это обстоятельство, которое необходимо учитывать при изготовлении астрономических труб из очковых стекол, кладет предел их проницающей силе и разрешающей способности, ибо даже при фокусном расстоянии 2 м диаметр однолинзового объектива не должен превышать 40 мм. Тем не менее конструирование телескопов-рефракторов с объективами из очковых стекол имеет большую методическую ценность и может послужить началом развертывания серьезной работы по телескопостроению в школе.

На первых порах можно ограничиться изготовлением небольшой астрономической трубы, использовав в качестве объектива для нее собирательное очковое стекло с фокусным расстоянием 0,5 м (+2 диоптрии). Корпус трубы можно склеить из плотной бумаги. Ее длина должна быть короче на несколько сантиметров фокусного расстояния объектива, а внутренний диаметр - равным диаметру очкового стекла так, чтобы последнее могло быть с некоторым усилием вставлено в нее. На переднем конце трубы закрепляется объектив (очковое стекло). Он диафрагмируется до отверстия 10-12 мм; в противоположный конец трубы вставляется короткая окулярная трубка с закрепленным в ней окуляром. Фокусировка осуществляется небольшими перемещениями окулярной трубки.

В качестве окуляра можно использовать небольшую лупу приблизительно с десятикратным увеличением или даже второе очковое стекло с оптической силой 15-20 диоптрий (и больше). Однако целесообразнее употребить готовые окуляры от микроскопа с увеличениями 7х, 10х и 15х. С этими окулярами труба будет давать увеличения соответственно в 14, 20 и 30 раз. Употреблять более сильные окуляры уже не имеет смысла.

Для предохранения от сырости труба телескопа и окулярная трубка должны быть покрашены. Изнутри обе трубы красят в темный цвет. Готовую трубу монтируют на простейшем азимутальном штативе (рис. 30), снабженном деревянной треногой (можно использовать готовый фотографический треножник).

Рис. 30

Рис. 31
Параллактическая установка для длиннофокусной трубы из очковых стекол (по А. А. Чикину).

Несмотря на исключительную простоту устройства и легкость изготовления, эта труба позволяет провести много интересных ознакомительных наблюдений (лунный рельеф, солнечные пятна, спутники Юпитера, некоторые двойные звезды, туманности Ориона и Андромеды). С помощью ее можно легко различать звезды до 7-й звездной величины.

Еще более сильной получится труба, если в качестве объектива для нее использовать задиафрагмированную до 20-22 мм очковую линзу с фокусным расстоянием 1 м. С перечисленными выше окулярами от микроскопа она будет давать увеличения в 28, 40 и 60 раз. Трубу для этого телескопа можно склеить из большого листа ватманской бумаги; можно подобрать готовую тонкостенную металлическую трубу нужных размеров. Полученный телескоп обладает угловым разрешением в 6" и позволяет видеть звезды до 8-й звездной величины. С его помощью можно заняться серьезными систематическими наблюдениями солнечных пятен, подробно ознакомиться с основными деталями лунной поверхности, уверенно следить за. спутниками Юпитера и вообще проводить много интересных астрономических наблюдений с учебной целью.

Вершиной творчества в конструировании астрономических труб из очковых стекол будет создание длиннофокусного рефрактора (на уровне телескопической техники XVI столетия). Объективом для него послужит круглое (не обточенное с краев) очковое стекло с фокусным расстоянием 2 м. Свободное отверстие этого телескопа может уже достигать 40-45 мм (при этом сферическая и хроматическая аберрации будут почти незаметны). С перечисленными выше окулярами телескоп позволит получать увеличения в 56, 80 и 120 раз при угловом разрешении в 3". В него можно легко видеть звезды до 9-й звездной величины, уверенно различать кольцо Сатурна, экваториальные полосы на Юпитере и многие весьма мелкие детали лунной поверхности. Кроме того, его с большой пользой можно применять для наблюдений Солнца с учебной и научной целью.

Трубу для столь длиннофокусного телескопа клеить из бумаги нецелесообразно, так как, обладая чрезмерно малым весом, она будет дрожать при самых незначительных порывах ветра. Лучше подобрать готовую тонкостенную металлическую трубу нужных размеров. Автор, с увлечением занимавшийся в школьные годы постройкой телескопов из очковых стекол, для сооружения подобного длиннофокусного рефрактора с успехом использовал подходящих размеров кусок водопроводной трубы. Телескоп он монтировал на экваториальной установке, основанием которой служил вкопанный в землю столб (все сооружение находилось внутри павильона шестигранной формы с шатрообразной крышей).

К описанному длиннофокусному рефрактору можно в качестве искателя присоединить небольшую трубу, также из очковых стекол, дающую увеличение в 10-15 раз, а сам телескоп смонтировать на достаточно жесткой и прочной параллактической установке, лучше всего английского типа (рис.31).

Эта установка почти целиком может быть сделана из дерева. При желании ее можно снабдить раздвижной штангой с микрометрическим винтом для мелких перемещений трубы телескопа около оси склонений и разделенными кругами. Нетрудно также изготовить и приспособление (например, с фрикционным зацеплением) для небольших перемещений телескопа вдоль суточной параллели.

Очковые стекла можно использовать для изготовления не только рефракторов, но и рефлекторов. Однако в отличие от рефрактора объективом рефлектора будет служить не собирательная, а рассеивающая очковая линза с вогнутой сферической поверхностью, которую предварительно придется посеребрить. Из-за отсутствия хроматической аберрации в рефлекторах диафрагмировать такой миниатюрный зеркальный объектив не нужно.

Рис. 32
Два варианта рефлектора с объективом из вогнутого очкового стекла:
а - схема Ломоносова - Гершеля; б - схема Ньютона с вынесенной вбок диагональной призмой.

Однако, поскольку оптические поверхности очковых стекол изготовляются с не очень высокой точностью, желательно, чтобы его фокусное расстояние при диаметре 40-45 мм было не менее 50-60 см. Еще лучше, если оно будет равно 100 см (но не больше, иначе светосила рефлектора будет слишком мала, а его труба - чрезмерно длинной).

Такой рефлектор можно собирать либо по схеме Ломоносова - Гершеля, либо по схеме Ньютона (рис. 32, а, б), вынося, однако, диагональную призму в сторону от оптической оси и наклонив немного соответствующим образом- само главное зеркало (т. е. посеребренную вогнутую очковую линзу). Из-за небольшой светосилы рефлектора обе системы будут работать очень хорошо.

Для наблюдений Солнца вогнутую поверхность очковой линзы не следует серебрить, ибо отражаемый стеклянной поверхностью поток солнечных лучей настолько интенсивен, что требует дальнейшего ослабления с помощью фильтров.

Кроме очковых стекол, в качестве объективов для небольших самодельных телескопов можно использовать также объективы от проекционных фонарей или эпидиаскопов. Однако эти объективы при небольших фокусных расстояниях имеют значительные неисправленные аберрации и позволяют получать увеличения не свыше 15-20 раз.

Реальный путь создания достаточно сильного телескопа из готовой оптики заключается в приобретении настоящего астрономического объектива и комплекта окуляров к нему в одном из специализированных магазинов с последующим изготовлением на месте всей механической части телескопа. Впрочем, неплохие астрономические окуляры можно приобрести в магазинах наглядных пособий. Эти окуляры предназначены для школьных телескопов. Очевидно, телескоп из готовой оптики с механической частью собственного изготовления обойдется значительно дешевле аналогичного по мощности телескопа фабричного изготовления.

> 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:

Доступная цена;

• Мобильность и компактность;
• Высокая эффективность при наблюдении тусклых объектов в глубоком космосе: туманностей, галактик, звездных скоплений;

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.

26 июля 1609 года английский ученый-универсал Томас Хэрриот направил подзорную трубу на Луну и зарисовал ее поверхность. Эту дату можно считать днем рождения оптической астрономии

Телескопы занимают особое место среди научного инструментария. До начала XX века наука была предприятием камерным, приборы для любого эксперимента умещались на одном-двух лабораторных столах, но телескопы еще в далекой своей юности выросли до десятков метров

Рефрактор Галилея В качестве объектива используется собирающая линза, а в качестве окуляра — рассеивающая. Такой телескоп дает неперевернутое изображение, но имеет малое поле зрения и низкую яркость изображения

Рефрактор Кеплера В 1611 году Кеплер предложил свою схему рефрактора — с двумя собирающими линзами, одна из которых служила объективом, а вторая — окуляром. Такая схема имеет большее поле зрения по сравнению с галилеевской и дает более яркое, хотя и перевернутое изображение

Рефлектор Ньютона Свет фокусируется главным (параболическим, при небольшом относительном отверстии — сферическим) зеркалом и отклоняется небольшим вторичным (плоским) зеркалом за пределы трубы в окуляр. Дает перевернутое изображение

Рефлектор Грегори Главное зеркало — параболическое, вторичное — эллиптическое, окуляр размещен в центральном отверстии главного зеркала. Схема Грегори позволяет увеличить фокусное расстояние (и увеличение) и дает прямое изображение

Рефлектор Кассегрена Главное зеркало — вогнутое параболическое, вторичное — выпуклое гиперболическое. Схема позволяет уменьшить габариты телескопа по сравнению со схемами Ньютона и Грегори при том же диаметре и фокусном расстоянии

Рефлектор Ричи-Кретьена Вариант схемы Кассегрена с гиперболическими главным и вторичным зеркалами. В этой схеме исправлены кома и сферическая аберрации. Одна из самых популярных схем для профессиональных телескопов

Максутов-Кассегрен Вариант схемы Кассегрена, широко использующийся в конструкциях компактных любительских телескопов. Главное зеркало — вогнутое сферическое, а для компенсации сферической аберрации служит мениск — сферическая пластинка, на центральную часть внутренней поверхности которой напыляют вторичное зеркало

Шмидт-Кассегрен Вариант схемы Кассегрена, популярный в высококачественных любительских телескопах. Главное зеркало — вогнутое сферическое, для компенсации сферической аберрации служит линза сложного профиля (корректор Шмидта). На внутренней стороне корректора расположено вторичное выпуклое зеркало — либо сферическое, либо гиперболическое (с исправленной комой)

Крупнейшие нынешние телескопы — гиганты, оснащенные высокотехнологичными детекторными комплексами и устройствами для коррекции световых потоков, однако их принципиальные оптические схемы по большей части были изобретены еще в XVII столетии. В этом смысле телескоп — прибор весьма консервативный, несмотря на суперсовременную оснастку вроде гигапиксельных цифровых матриц, мультизрачковых спектрографов высокого разрешения и компьютерной корректировки атмосферных искажений волнового фронта. Тем не менее за четырехсотлетний срок оптические телескопы преодолели гигантский путь.

Голландские трубы

Самые первые телескопы были копиями подзорных труб, изобретенных голландскими мастерами в начале XVII века. Они имели всего две линзы — выпуклый длиннофокусный объектив и вогнутый короткофокусный окуляр. Такая труба дает прямое, то есть неперевернутое изображение, которое имеет максимальную четкость, если расстояние между окуляром и объективом (длина трубы) равняется разности их фокусных расстояний (увеличение трубы равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра).

Первый телескоп Хэрриота обеспечивал шестикратное увеличение. Позже ученый изготовил еще несколько труб — вплоть до 20−30-кратных. С их помощью он провел детальные наблюдения солнечных пятен и довольно точно определил продолжительность солнечных суток. К сожалению, Хэрриот не считал нужным публиковать свои многочисленные научные работы, которые могли прославить его еще при жизни. Он выполнил фундаментальные алгебраические исследования, сильно опередившие его время, а также открыл закон преломления света задолго до того, как это сделали Виллеброд Снеллиус и Рене Декарт (не исключено, что этот закон был известен багдадскому ученому X века Ибн Сахлу; во всяком случае, на это указывает один из чертежей в его недавно найденном трактате «О сжигающих зеркалах и линзах»). О том, что Хэрриот был первым астрономом-телескопистом, мало кто знает и поныне.

Впрочем, Хэрриот недолго оставался монополистом. Осенью 1609 года великий итальянец Галилео Галилей и немецкий астроном Симон Мариус направили в небеса свои инструменты. Мариус пользовался готовой трубой голландского производства, в то время как Галилей освоил шлифовку линз и лично изготовил четыре трубы, причем считается, что самая большая обеспечивала более чем 30-кратное увеличение. В марте 1610 года он выпустил книгу Sidereus nuncius («Звездный вестник»), где рассказал о телескопических наблюдениях Луны, Юпитера и Млечного пути (в частности, в январе он открыл четыре крупнейших спутника Юпитера, хотя позднее Мариус утверждал, что сделал это несколько раньше). Именно из этого труда ученые (да и вся образованная публика) узнали о возможностях, которые открыли телескопы. Так что оптическая астрономия как новое направление в науке о небесных явлениях началась именно с Галилея. В честь юбилея этого великого события мы сейчас и отмечаем Международный астрономический год.

Конструкция Кеплера

У труб голландской конструкции имелись слабые места — низкая яркость изображения и узкое поле зрения, которое еще больше сужалось при возрастании увеличения (что было прямым следствием применения вогнутых рассеивающих окуляров). Как исправить эти недостатки, догадался первооткрыватель законов планетных движений Иоганн Кеплер. Свою идею он изложил в труде Dioptrice («Диоптрика»), увидевшем свет в 1611 году. Кеплер предложил использовать в качестве окуляра выпуклую линзу, отодвинутую от фокуса объектива на длину собственного фокусного расстояния — причем не по направлению к объективу, а прочь от него. Длина такого телескопа равна сумме (а не разности, как у «голландского» предшественника) фокусных расстояний объектива и окуляра, а формула для увеличения, естественно, остается той же самой. Он дает перевернутое изображение, но для наблюдателей небес это не представляет никаких затруднений. Кеплеровская конструкция обеспечивает расширенное поле зрения и большую яркость — а это огромные плюсы. Первый такой телескоп сделал в 1613 году замечательный немецкий геометр, астроном и физик Кристоф Шейнер, один из самых блестящих ученых, которых подарил миру орден иезуитов. В астрономическую практику кеплеровские трубы вошли лишь в конце 1630-х годов.

Шейнер внес еще одно важное усовершенствование. Он догадался, что телескоп можно наводить на нужную точку небосвода поворотом вокруг двух взаимно перпендикулярных осей, одна из которых ориентирована под прямым углом к плоскости экватора, и в 1620-х предложил прообраз экваториальной монтировки (см. врезку), что сильно упростило компенсацию суточного вращения Земли. Совершенно новым принцип не был и тогда (в 1585 году датский астроном Тихо Браге именно так установил свой крупнейший угломерный инструмент — большую армиллярную сферу), однако Шейнер первым использовал его для нацеливания телескопа. Систему усовершенствовал другой астроном-иезуит Кристофер Гринбергер, а в 1670-х Роберт Гук предложил поворачивать телескоп с помощью часового механизма.

Линзовые динозавры

К середине XVII века телескопы-рефракторы значительно усложнились. Богемский монах-капуцин Антон Мария Ширлеус де Рейта изобрел телескоп с четырьмя выпуклыми линзами (объектив, промежуточная линза и двухлинзовый окуляр), который расширил поле зрения по сравнению с двухлинзовой кеплеровской трубой. Ширлеус передал свои секреты аугсбургскому мастеру Иоганну Визелю, который изготавливал и продавал телескопы длиной более 4 м. Через десяток лет этот рекорд побил англичанин Ричард Рив, чьи трубы по длине зашкаливали за 10 м — высота трехэтажного дома. Данцигский бургомистр Ян Гевелий (процветающий пивовар, а по совместительству большой поклонник астрономии) строил для своей обсерватории инструменты и покрупнее, среди них 45-метровый телескоп с составным светопроницаемым тубусом, подвешенный на высоком столбе. А в конце столетия великий голландский астроном и физик Христиан Гюйгенс со своим братом Константином строили уж вовсе непомерные беструбные (так называемые воздушные) телескопы длиной до 70 м.

В главе о ранних рефракторах невозможно не упомянуть еще одно изобретение, сделанное уже в XVIII веке. В 1729 году английский адвокат и астроном-любитель Честер Мур Холл нашел способ практически свести к нулю хроматическую аберрацию — настоящий бич тогдашних рефракторов (именно для борьбы с ней и строили телескопы-исполины со сверхдлиннофокусными объективами). Холл придумал объектив, скомпонованный из пары линз — выпуклой из флинтгласа, оптического стекла с высоким показателем преломления и низкой дисперсией, и вогнутой из кронгласса, с низким показателем преломления и средней дисперсией (в теории эту идею еще в 1695 году предложил оксфордский профессор математики Дэвид Грегори, о чем Холл, возможно, знал). Изготовление подобных объективов не без конфликтов прибрала к рукам первая в мире оптическая фирма, основанная лондонцем Джоном Долландом и его сыном Питером (который в 1763 году изобрел полностью ахроматический трехлинзовый объектив).

Пришествие зеркал

Судя по всему, первый зеркальный телескоп в 1616 году пытался сделать римский профессор математики, иезуит Никколо Зуччи. Он взял вогнутое бронзовое зеркало, поместил в его фокус вогнутую линзу… и не увидел ровно ничего. В принципе это устройство могло сработать, будь у Зуччи зеркало хорошей шлифовки, но таких еще просто не существовало. В 1630-х годах итальянец Бонавертура Кавальери и француз Марин Мерсенн (тоже слуги церкви) опубликовали труды с глубоким теоретическим анализом возможностей зеркальных оптических приборов, но не попытались их построить.

Во второй половине XVII века дела пошли быстрее. В 1661 году шотландский математик Джеймс Грегори (родной дядя вышеупомянутого Дэвида) предложил вполне работоспособную конструкцию рефлектора. Свет от удаленного объекта падает на основное фокусирующее зеркало с поверхностью в форме параболоида вращения. Отраженные лучи попадают на небольшое — и тоже вогнутое! — вспомогательное зеркало с эллипсоидальной поверхностью, расположенное перед фокусом параболического рефлектора. Отразившись во второй раз, свет проходит сквозь отверстие в центре главного зеркала и фокусируется выпуклой окулярной линзой. В идеале такая конфигурация дает прямое изображение с нулевой сферической аберрацией; хроматическая имеет место, но в малой степени (она легко устраняется ахроматическим окуляром, но тогда его еще не придумали). Грегори даже заказал Ричарду Риву зеркала для такого телескопа, но тот не смог добиться нужного качества.

Возможно, что со временем Рив отшлифовал бы зеркала и получше, но Грегори торопился за границу, ждать не пожелал и больше к этому проекту не возвращался. В результате первый действующий телескоп-рефлектор был изобретен и собран в 1668 году Исааком Ньютоном. В отличие от грегорианского телескопа вторичное зеркало у него не выпуклое, а плоское. Оно повернуто к оптической оси под углом в 45 градусов, поэтому свет попадает в окуляр сквозь отверстие в тубусе (в такой телескоп смотрят не сзади, а сбоку). Ньютон преуспел благодаря собственному методу шлифовки главного зеркала (с помощью абразивного порошка, нанесенного на смоляную подложку), обеспечивавшему точность в десятую долю микрона. Позднее он сделал еще один такой рефлектор и 11 января 1672 года подарил его Лондонскому королевскому обществу (куда и был избран). Выполненная в XVIII веке копия этого телескопа, содержащая некоторые детали, вышедшие из рук самого Ньютона, сохранилась и поныне (первый ньютоновский рефлектор считается утраченным).

Конструкция Кассегрена

На 1672 год приходится еще одна важная дата в истории оптических телескопов. Один из членов Французской академии сообщил коллегам, что некий Лоран Кассегрен, священник и преподаватель колледжа из Шартра, изобрел оригинальную версию зеркального телескопа. Кассегреновский телескоп, подобно григорианскому и ньютоновскому, оснащен вогнутым параболическим основным зеркалом с центральным отверстием. А вот в качестве вторичного рефлектора в нем стоит выпуклый гиперболоид, расположенный не перед фокусом главного зеркала, а позади него. Эта конфигурация дает возможность уменьшить длину трубы, которая может быть в несколько раз короче, чем фокусное расстояние главного зеркала.

Первый работающий телескоп григорианского типа сделал в 1732 году мастер из Эдинбурга Джеймс Шорт. В этом же году изобретатель секстанта английский математик Джон Хадли построил телескоп Кассегрена. Так что к концу первой половины 1730-х все классические схемы рефракторов и рефлекторов получили практическое воплощение.

Идея Кассегрена фактически завершила разработку оптических схем телескопов-рефлекторов, позднее они лишь модифицировались. Так, в 1920-х годах американский астроном Джордж Ричи и француз Анри Кретьен показали, что качество изображения кассегреновской системы улучшится, если оба зеркала сделать гиперболическими. Эта конфигурация реализована и в Большом Канарском телескопе, который к тому же оснащен третьим поворотным зеркалом, выводящим изображение в различные фокальные плоскости. Кассегреновской схеме вообще повезло на модификации, их уже около десятка.

Спокойные столетия

С середины XVIII и вплоть до середины XX столетия телескопы изменились не слишком сильно. Конечно, росли размеры, разрешающая способность, светосила, степень увеличения, но принципиально они не особенно отличались от инструментов прежних времен.

Впрочем, технический прогресс не стоял на месте. Великий британский астроном Уильям Гершель делал наилучшие телескопы своего времени, в том числе особо заслуженный «Большой двадцатифутовый» с зеркалом 47-сантиметрового диаметра (построенный несколько позже сорокафутовый гигант с железной трубой и зеркалом диаметром в 120 см большой пользы не принес — им было трудно управлять, да и зеркала быстро потускнели). Не оправдал надежд и законченный в 1845 году крупнейший телескоп XIX столетия с шестифутовой апертурой и 17-метровой деревянной трубой, сооруженный в имении ирландского аристократа Уильяма Парсонса, третьего лорда Росса (этот инструмент впервые позволил обнаружить, что некоторые туманности имеют спиральную структуру, но других серьезных результатов не принес).

Вот еще несколько важных вех в истории телескопостроения. Замечательный немецкий оптик Йозеф Фраунгофер (тот самый, кто первым начал изучать спектры с помощью дифракционной решетки) усовершенствовал технику изготовления ахроматических объективов большого диаметра и изобрел очень элегантную экваториальную монтировку, которую назвали германской. В 1840 году профессор Нью-Йоркского университета Джон Уильям Дрейпер сделал первую астрофотографию (Луны). Спустя десять лет последовала и первая фотография звезды (в данном случае Веги), выполненная в обсерватории Гарвардского университета. В конце 1850-х годов появились рефлекторы со стеклянными посеребренными зеркалами, которые были много лучше прежних металлических. В следующем десятилетии лондонский астроном Уильям Хаггинс впервые скрестил телескоп со спектрографом и положил начало эре астрономической спектроскопии (он и химик Уильям Аллен Миллер совместно исследовали спектры полусотни звезд и доказали, что планетарные туманности — это облака горячего космического газа).

Историки астрономии именуют вторую половину XIX века эрой великих рефракторов — телескопов нового поколения с объективами диаметром более 25 дюймов (63,5 см). Первый такой инструмент был сделан в 1862 году, за ним до исхода столетия последовали еще девять. Самым большим из них был и поныне остался действующий с 1897 года 40-дюймовый рефрактор Йеркской обсерватории. В эти же годы возникли и первые промышленные предприятия, специализирующиеся на производстве телескопов.

В XX веке лидерство перехватили крупные рефлекторы. В 1917 году на горе Вильсон в Южной Калифорнии вошел в строй 100-дюймовый телескоп Хукера, благодаря которому Эдвин Хаббл определил расстояние до туманности Андромеды и обнаружил космологическое расширение Вселенной. Он оставался крупнейшим телескопом мира до тех пор, пока в 1948 году на горе Паломар не заработал 200-дюймовый рефлектор Хейла. Оба инструмента имеют цельные зеркала и установлены на экваториальных монтировках.

Эра гигантов

Через 28 лет после инаугурации телескопа Хейла самым большим рефлектором стал действующий с 1976 года БТА (Большой телескоп азимутальный), установленный в Специальной астрофизической обсерватории на горе Семиродники около Нижнего Архыза. Это первый гигантский телескоп с альт-азимутальной компьютеризованной монтировкой. К сожалению, крупных открытий на нем сделано не было (и из-за неудачного местоположения, и из-за плохо устраняемых аберраций чересчур массивного цельного зеркала диаметром 605 см).

Телескопы с еще бóльшими монолитными зеркалами появились лишь в 1990-х годах. Это 810-сантиметровый Gemini North гавайской горной обсерватории Мауна-Кеа, расположенный по соседству 830-сантиметровый японский Subaru (название в переводе с японского означает «Плеяды»), четыре 820-сантиметровых инструмента комплекса Very Large Telescope (VLT) Южной европейской обсерватории (ESO) в чилийской пустыне Атакама и Large Binocular Telescope (LBT) с парой 840-сантиметровых зеркал, установленный на горе Грэм в штате Аризона.

Новым словом в телескопостроении стали ячеистые зеркала, составленные из десятков шестиугольных сегментов. Ими оснащены телескопы с зеркалами диаметром больше 9 м: Hobby-Eberly (техасская обсерватория Макдональда), South African Large Telescope (Южно-Африканская астрономическая обсерватория) и два одинаковых десятиметровых телескопа Keck-1 и Keck-2 (Мауна-Кеа).

Сейчас в лидеры этого немногочисленного семейства вышел Большой Канарский телескоп, Gran Telescopio Canarias, с 10,4-метровым зеркалом из 36 сегментов. По занятному совпадению открытие этого гигантского суперсовременного инструмента с апертурой, перешагнувшей символический 10-метровый порог, состоялось на канарском острове Ла Пальма 24 июля 2009 года, практически ровно четыре столетия спустя после первого документированного использования телескопа.