Телескоп для чего он. Телескопы. История телескопов. Виды телескопов. Монтировка: наиболее недооцененный актив телескопа

Что такое телескоп, известно многим, но обычно довольно туманно. Видело его еще меньшее количество людей, а тех, кто имел возможность воспользоваться этим инструментом – еще меньше. Хотя сегодня, при желании, довольно неплохой телескоп можно приобрести в магазине. Но, прежде чем идти за покупкой, нужно хотя бы иметь представление, что это и зачем нужно, чтобы не пылилась коробка где-нибудь на балконе.

Итак, телескоп – это «это инструмент, который собирает электромагнитное излучение удаленного объекта и направляет его в фокус, где образуется увеличенное изображение объекта или формируется усиленный сигнал». Вот как завернули! Наиболее распространены и известны оптические телескопы – именно они увеличивают далекие объекты и позволяют рассмотреть или сфотографировать их мелкие детали, ведь видимый свет – это тоже один из видов электромагнитного излучения. Но есть телескопы, которые работают в других диапазонах, например, в рентгеновском и в радиодиапазоне, поэтому и понятие телескопа такое широкое.

Радиотелескопы похожи на огромные спутниковые «тарелки», да собственно и принцип их действия тот – же. Они собирают радиоизлучение, которое потом усиливается и изучается. Это «уши» астрономов, которыми они слушают небо. И слышат довольно много…

И все – таки понятие телескопа у нас ассоциируется с оптической системой – этакой подзорной трубой на подставке. Конечно, есть и такие, но это небольшая их доля от общего числа современных систем.

Первый телескоп, состоящий из пары линз, как считается, изобрел Галилео Галилей в 1609 году, но это не так. Годом раньше, в 1608 году, голландец Ганс Липпершлей попытался запатентовать устройство из трубки со вставленными линзами, которое он назвал подзорной трубой, но ему отказали по причине простоты конструкции. И даже раньше, в 1450 году Томас Диггес пытался смотреть на звезды с помощью линзы и вогнутого зеркала, но так и не довел идею до конца. Галилей оказался «в нужное время в нужном месте», и он первым навел простую подзорную трубу на небо, открыл горы на Луне и много других интересных вещей… Поэтому его можно назвать первым астрономом, применившим телескоп.

Телескоп Галилея дал начало эре телескопов – рефракторов. Так называют систему из линз, которая дает изображение за счет преломления света в линзах. Линза, в которую свет попадает, называется объективом. Чем она больше, тем больше света собирает и телескоп может показать более слабосветеящиеся объекты. Чем больше фокусное расстояние объектива, тем большее увеличение телескоп дает. Поэтому широко были распространены телескопы с огромными трубами – длиной в 3 метра и более. Та линза, в которую смотрит наблюдатель, называется окуляр. Он, наоборот, должен иметь маленькое фокусное расстояние. Кстати, увеличение телескопа можно получить, разделив фокусное расстояние объектива на фокусное расстояние окуляра.

Первые телескопы давали плохое изображение. Со временем систему усложнили – как объектив, так и окуляр состоит из нескольких линз из разных сортов стекла, которые компенсируют недостатки друг друга и современный телескоп-рефрактор – довольно хороший и мощный инструмент.

В 1720 году Исаак Ньютон создал первый зеркальный телескоп – рефлектор. Он имел металлическое вогнутое зеркало диаметром всего в 40 миллиметров, но давал отличную картинку. Отраженный свет не имеет таких недостатков и искажений, как преломленный, поэтому зеркальные телескопы системы Ньютона получили огромное распространение. Они имели довольно компактный размер по сравнению с линзовыми рефракторами при довольно мощном большом зеркале – объективе. И сейчас телескопы Ньютона – самый популярный инструмент астрономов – любителей. Многие делают их сами, а сейчас и в продаже есть много довольно сильных и недорогих моделей.

Из телескопов – рефракторов и рефлекторов со временем получилось очень много модификаций, которые имеют свои достоинства и недостатки. Рефракторы традиционно имеют большое увеличение и используются для изучения ярких, но далеких объектов – планет, Луны, Солнца, туманностей и звезд. Рефлекторы имеют большой объектив – зеркало собирает гораздо больше света благодаря большему диаметру, поэтому имеют большую светосилу. Они лучше подходят для наблюдения слабых объектов – туманностей, галактик, слабых звезд. Конечно, можно использовать любую модель для любой цели, но при выборе нужно учитывать будущие условия применения. Если хотите смотреть больше на планеты, Луну или кометы – можно купить как рефрактор, так и рефлектор, а если больше интересует наблюдение и фотографирование туманностей, переменных звезд или галактик – лучше выбрать зеркальный рефлектор.

Телескоп «Джеймс Уэбб» - это орбитальная инфракрасная обсерватория, которая должна заменить тот самый знаменитый космический телескоп «Хаббл».

Это очень сложный механизм. Работа над его идет около 20 лет! «Джеймс Уэбб» будет обладать составным зеркалом 6,5 метров в диаметре и стоить около 6.8 млрд долларов. Для сравнения, диаметр зеркала «Хаббла» - «всего» 2.4 метра.

Посмотрим?

1. Телескоп «Джеймс Уэбб» должен быть размещен на гало-орбите в точке Лагранжа L2 системы Солнце - Земля. А в космосе холодно. Здесь показаны испытания, проводимые 30 марта 2012, направленные на изучение возможности противостоять холодным температурам пространства. (Фото Chris Gunn | NASA):

2. «Джеймс Уэбб» будет обладать составным зеркалом 6.5 метров в диаметре с площадью собирающей поверхности 25 м². Много это, или мало? (Фото Chris Gunn):

3. Сравним с «Хабблом». Зеркало «Хаббла» (слева) и «Уэбба» (справа) в одном масштабе:

4. Полномасштабная модель космического телескопа Джеймса Уэбба в Остине, штат Техас, 8 марта 2013. (Фото Chris Gunn):

5. Проект телескопа представляет собой международное сотрудничество 17 стран, во главе которых стоит NASA, со значительным вкладом Европейского и Канадского космических агентств. (Фото Chris Gunn):

Полномасштабная модель космического телескопа Джеймса Уэбба в Остине

6. Изначально запуск намечался на 2007 год, в дальнейшем переносился на 2014 и на 2015 год. Однако первый сегмент зеркала был установлен на телескоп лишь в конце 2015 года, а полностью главное составное зеркало было собрано только в феврале 2016 года.(Фото Chris Gunn):

7. Чувствительность телескопа и его разрешающая способность напрямую связаны с размером площади зеркала, которое собирает свет от объектов. Учёные и инженеры определили, что минимальный диаметр главного зеркала должен быть 6.5 метра, чтобы измерить свет от самых далёких галактик.

Простое изготовление зеркала, подобного зеркалу телескопа «Хаббл», но большего размера, было неприемлемо, так как его масса была бы слишком большой, чтобы можно было запустить телескоп в космос. Команде учёных и инженеров необходимо было найти решение, чтобы новое зеркало имело 1/10 массы зеркала телескопа «Хаббл» на единицу площади. (Фото Chris Gunn):

8. Не только у нас всё дорожает от начальной сметы. Так, стоимость телескопа «Джеймс Уэбб» превысила изначальные расчёты по меньшей мере в 4 раза. Планировалось, что телескоп обойдётся в 1,6 млрд долл. и будет запущен в 2011 году, однако по новым оценкам стоимость может составить 6.8 млрд, при этом запуск состоится не ранее 2018 года. (Фото Chris Gunn):

9. Это спектрограф ближнего инфракрасного диапазона. Он будет анализировать спектр источников, что позволит получать информацию как о физических свойствах исследуемых объектов (например, температуре и массе), так и об их химическом составе. (Фото Chris Gunn):

Испытания солнцезащитного экрана

Телескоп позволит обнаруживать относительно холодные экзопланеты с температурой поверхности до 300 К (что практически равно температуре поверхности Земли), находящиеся дальше 12 а. е. от своих звёзд, и удалённые от Земли на расстояние до 15 световых лет. В зону подробного наблюдения попадут более двух десятков ближайших к Солнцу звезд. Благодаря «Джеймсу Уэббу» ожидается настоящий прорыв в экзопланетологии - возможностей телескопа будет достаточно не только для того, чтобы обнаруживать сами экзопланеты, но даже спутники и спектральные линии этих планет.

11. Инженеры тестируют в камере. систему подъема телескопа, 9 сентября 2014. (Фото Chris Gunn):

12. Исследование зеркал, 29 сентября 2014. Шестиугольная форма сегментов была выбрана не случайно. Она обладает высоким коэффициентом заполнения и имеет симметрию шестого порядка. Высокий коэффициент заполнения означает, что сегменты подходят друг к другу без зазоров. Благодаря симметрии 18 сегментов зеркала можно разделить на три группы, в каждой из которых настройки сегментов идентичны. Наконец, желательно, чтобы зеркало имело форму, близкую к круговой - для максимально компактного фокусирования света на детекторах. Овальное зеркало, например, дало бы вытянутое изображение, а квадратное послало бы много света из центральной области. (Фото Chris Gunn):

Исследование зеркал

13. Очистка зеркала сухим льдом из двуокиси углерода. Тряпками здесь никто не трет. (Фото Chris Gunn):

Очистка зеркала сухим льдом из двуокиси углерода

14. Камера A - это гигантская испытательная камера с вакуумом, которая будет моделировать космическое пространства при испытаниях телескопа «Джеймса Уэбба», 20 мая 2015. (Фото Chris Gunn):

17. Размер каждого из 18 шестигранных сегментов зеркала составляет 1.32 метра от ребра до ребра. (Фото Chris Gunn):

18. Масса непосредственно самого́ зеркала в каждом сегменте - 20 кг, а масса всего сегмента в сборе - 40 кг. (Фото Chris Gunn):

19. Для зеркала телескопа «Джеймса Уэбба» используется особый тип бериллия. Он представляет собой мелкий порошок. Порошок помещается в контейнер из нержавеющей стали и прессуется в плоскую форму. После того как стальной контейнер удалён, кусок бериллия разрезается пополам, чтобы сделать две заготовки зеркала около 1.3 метра в поперечнике. Каждая заготовка зеркала используется для создания одного сегмента. (Фото Chris Gunn):

20. Затем поверхность каждого зеркала стачивается для придания формы, близкой к расчётной. После этого зеркало тщательно сглаживают и полируют. Этот процесс повторяется до тех пор, пока форма сегмента зеркала не станет близка к идеальной. Далее сегмент охлаждается до температуры −240 °C, и с помощью лазерного интерферометра производятся измерения размеров сегмента. Затем зеркало с учётом полученной информации проходит окончательную полировку. (Фото Chris Gunn):

21. По завершению обработки сегмента передняя часть зеркала покрывается тонким слоем золота для лучшего отражения инфракрасного излучения в диапазоне 0,6-29 мкм, и готовый сегмент проходит повторные испытания при криогенных температурах. (Фото Chris Gunn):

22. Работа над телескопом в ноябре 2016 года. (Фото Chris Gunn):

23. НАСА завершило сборку космического телескопа «Джеймс Уэбб» в 2016 году и приступило к его испытаниям. Это снимок от 5 марта 2017 года. На длинной выдержке техники выглядят призраками. (Фото Chris Gunn):

Транспортировка телескопа в Хьюстон

26. Дверь в ту самую камеру А с 14-й фотографии, в которой моделируется космическое пространство. (Фото Chris Gunn):

Телескоп «Джеймс Уэбб» внутри камеры А

Если вы решили купить телескоп, то вам сначала нужно понять, что он собой представляет, какие виды их бывают, и какой вариант лучше выбрать. В этом мы и попытаемся помочь вам разобраться.

Если вы решили купить телескоп, то вам сначала нужно понять, что он собой представляет, какие виды их бывают, и какой вариант лучше выбрать. В этом мы и попытаемся помочь вам разобраться.

Что такое телескоп и зачем он нужен
Телескоп - это прибор, который позволяет наблюдать за разными небесными объектами, которые сильно удалены от точки наблюдения. Наиболее часто они применяются для наблюдения именно за небесными телами, но иногда с их помощью рассматриваются и земные объекты. Ранее они были очень дорогими, и позволить их себе могли только астрономы и уфологии. Сегодня приборы такого рода гораздо доступнее, и позволить их себе могут и обычные люди. Например, купить их может помочь магазин «Звездочет».

Оптические телескопы
Разные телескопы могут работать в разных диапазонах электромагнитных спектров. Наиболее распространен оптический телескоп. Практически все любительские телескопы сегодня являются оптическими. Такие приборы работают со светом. Также бывают радиотелескопы, нейтринные, гравитационные, рентгеновские и гамма телескопы. Однако это все относится к научному оборудованию, которое в быту не применяется.

Виды телескопов
Оптические телескопы, как профессиональные, так и любительские, подразделяются на три типа. Главный критерий тут – объектив телескопа, вернее принцип, по которому он работает. Различные виды телескопов вы можете найти на сайте www.astronom.ru .

Линзовый телескоп
Линзовыми называются рефракторами, и они появились на свет самыми первыми. Создателем их стал Галилео Галилей. Преимущество таких телескопов в том, что им почти не нужно специальное обслуживание, они гарантируют хорошую цветопередачу, четкое изображение. Такие варианты хорошо подходят для изучения Луны, планет, а также двойных звезд. Стоит отметить, что эти устройства максимально подходят для профессионалов, так как они не так уж просты в использовании, а кроме того имеют достаточно большие размеры и высокую стоимость.

Зеркальный телескоп
Зеркальными называются рефлекторами. Их объективы состоят только их зеркал. Как и выпуклая линза, зеркало вогнутого типа собирает свет в определенной точке. Если в этой точке будет помещен окуляр, то можно увидеть изображение. Среди достоинств такого телескопа выделяется минимальная цена на единицу диаметра устройства, так как большие зеркала изготовлять значительно выгоднее, чем большие линзы. Также они компактны и легки в транспортировке, при этом дают яркие картинки с небольшими искажениями. Конечно, у зеркальных есть и свои недостатки. Это дополнительное время на термостабилизацию, отсутствие защиты от пыли и воздуха, которые могут портить изображение.

Зеркально-линзовые телескопы
Они называются катадиоптрическими, и в них могут применяться как линзы, так и зеркала. Плюс такого телескопа - универсальность, так как с их помощью можно наблюдать и планеты с Луной, и объекты дальнего космоса. Также они весьма компактны и выгодны. Единственный момент – это сложность конструкции, что усложняет самостоятельную юстировку устройства.

Оптические телескопические системы используют в астрономии (для наблюдения за небесными светилами ), в оптике для различных вспомогательных целей: например, для изменения расходимости лазерного излучения . Также, телескоп может использоваться в качестве зрительной трубы , для решения задач наблюдения за удалёнными объектами . Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа были обнаружены в записях Леонардо Да Винчи. Построил телескоп в Липперсгей . Также создание телескопа приписывается его современнику Захарию Янсену .

История

Годом изобретения телескопа, а вернее зрительной трубы , считают 1608 год , когда голландский очковый мастер Иоанн Липперсгей продемонстрировал своё изобретение в Гааге . Тем не менее в выдаче патента ему было отказано в силу того, что и другие мастера, как Захарий Янсен из Мидделбурга и Якоб Метиус из Алкмара , уже обладали экземплярами подзорных труб, а последний вскоре после Липперсгея подал в Генеральные штаты (голландский парламент) запрос на патент . Позднейшее исследование показало, что, вероятно, подзорные трубы были известны ранее, ещё в 1605 году . В «Дополнениях в Вителлию», опубликованных в 1604 г., Кеплер рассмотрел ход лучей в оптической системе, состоящей из двояковыпуклой и двояковогнутой линз. Самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены ещё в записях Леонардо да Винчи , датируемых 1509 годом. Сохранилась его запись: «Сделай стекла, чтобы смотреть на полную Луну» («Атлантический кодекс»).

Первым, кто направил зрительную трубу в небо, превратив её в телескоп, и получил новые научные данные, стал Галилей . В 1609 году он создал свою первую зрительную трубу с трёхкратным увеличением. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением длиной около полуметра. Позже им был создан телескоп, дававший 32-кратное увеличение: длина телескопа была около метра, а диаметр объектива - 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, обладавший всеми возможными аберрациями . Тем не менее, с его помощью Галилей сделал ряд открытий.

Название «телескоп» предложил в 1611 году греческий математик Иоаннис Димисианос (Giovanni Demisiani-Джованни Демизиани) для одного из инструментов Галилея , показанного на загородном симпосии Академии деи Линчеи . Сам Галилей использовал для своих телескопов термин лат. perspicillum .

«Телескоп Галилея», Музей Галилея (Флоренция)

В 20-м веке также наблюдалось развитие телескопов, которые работали в широком диапазоне длин волн от радио до гамма-лучей. Первый специально созданный радиотелескоп вступил в строй в 1937 году. С тех пор было разработано огромное множество сложных астрономических приборов.

Оптические телескопы

Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную), установленную на монтировке , снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр . Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра . В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения . В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом , а сам телескоп превращается в астрограф . Телескоп фокусируется при помощи фокусёра (фокусировочного устройства).

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

• Линзовые (рефракторы или диоптрические) - в качестве объектива используется линза или система линз.
• Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) - в качестве объектива используется вогнутое зеркало .
• Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) - в качестве объектива используется обычно сферическое главное зеркало , а для компенсации его аберраций служат линзы.

Радиотелескопы

Радиотелескопы Very Large Array в штате Нью-Мексико, США

Для исследования космических объектов в радиодиапазоне применяют радиотелескопы. Основными элементами радиотелескопов являются принимающая антенна и радиометр - чувствительный радиоприемник, перестраиваемый по частоте, и принимающая аппаратура. Поскольку радиодиапазон гораздо шире оптического, для регистрации радиоизлучения используют различные конструкции радиотелескопов, в зависимости от диапазона. В длинноволновой области (метровый диапазон; десятки и сотни мегагерц) используют телескопы составленные из большого числа (десятков, сотен или, даже, тысяч) элементарных приемников, обычно диполей. Для более коротких волн (дециметровый и сантиметровый диапазон; десятки гигагерц) используют полу- или полноповоротные параболические антенны. Кроме того, для увеличения разрешающей способности телескопов, их объединяют в интерферометры . При объединении нескольких одиночных телескопов, расположенных в разных частях земного шара, в единую сеть, 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 также планируется использовать в качестве одного из элементов гигантского интерферометра.

Космические телескопы

Земная атмосфера хорошо пропускает излучения в оптическом (0,3-0,6 мкм), ближнем инфракрасном (0,6-2 мкм) и радио (1 мм - 30 ) диапазонах. Однако с уменьшением длины волны прозрачность атмосферы сильно снижается, вследствие чего наблюдения в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма диапазонах становятся возможными только из космоса. Исключением является регистрация гамма-излучения сверхвысоких энергий, для которого подходят методы астрофизики космических лучей : высокоэнергичные гамма-фотоны в атмосфере порождают вторичные электроны, которые регистрируются наземными установками по черенковскому свечению . Примером такой системы может служить телескоп CACTUS .

В инфракрасном диапазоне также сильно поглощение в атмосфере, однако, в области 2-8 мкм имеется некоторое количество окон прозрачности (как и в миллиметровом диапазоне), в которых можно проводить наблюдения. Кроме того, поскольку большая часть линий поглощения в инфракрасном диапазоне принадлежит молекулам воды , инфракрасные наблюдения можно проводить в сухих районах Земли (разумеется, на тех длинах волн, где образуются окна прозрачности в связи с отсутствием воды). Примером такого размещения телескопа может служить Южнополярный телескоп (англ. South Pole Telescope ), установленный на южном географическом полюсе , работающий в субмиллиметровом диапазоне.

В оптическом диапазоне атмосфера прозрачна, однако из-за Рэлеевского рассеяния она по-разному пропускает свет разной частоты, что приводит к искажению спектра светил (спектр сдвигается в сторону красного). Кроме того, атмосфера всегда неоднородна, в ней постоянно существуют течения (ветры), что приводит к искажению изображения. Поэтому разрешение земных телескопов ограничено значением приблизительно в 1 угловую секунду, независимо от апертуры телескопа. Эту проблему можно частично решить применением адаптивной оптики , позволяющей сильно снизить влияние атмосферы на качество изображения, и поднятием телескопа на большую высоту, где атмосфера более разреженная - в горы , или в воздух на самолетах или стратосферных баллонах . Но наибольшие результаты достигаются с выносом телескопов в космос. Вне атмосферы искажения полностью отсутствуют, поэтому максимальное теоретическое разрешение телескопа определяется только дифракционным пределом : φ=λ/D (угловое разрешение в радианах равно отношению длины волны к диаметру апертуры). Например, теоретическая разрешающая способность космического телескопа с зеркалом диаметром 2.4 метра (как у телескопа Хаббл) на длине волны 555 нм составляет 0.05 угловой секунды (реальное разрешение Хаббла в два раза хуже - 0.1 секунды, но все равно на порядок выше, чем у земных телескопов).

Вынос в космос позволяет поднять разрешение и у радиотелескопов, но по другой причине. Каждый радиотелескоп сам по себе обладает очень маленьким разрешением. Это объясняется тем, что длина радиоволн на несколько порядков больше, чем видимого света, поэтому дифракционный предел φ=λ/D намного больше, даже несмотря на то, что размер радиотелескопа тоже в десятки раз больше, чем у оптического. Например, при апертуре 100 метров (в мире существуют только два таких больших радиотелескопа) разрешающая способность на длине волны 21 см (линия нейтрального водорода) составляет всего 7 угловых минут, а на длине 3 см - 1 минута, что совершенно недостаточно для астрономических исследований (для сравнения, разрешающая способность невооруженного глаза 1 минута, видимый диаметр Луны - 30 минут). Однако, объединив два радиотелескопа в радиоинтерферометр , можно существенно повысить разрешение - если расстояние между двумя радиотелескопами (так называемая база радиоинтерферометра ) равна L, то угловое разрешение определяется уже не формулой φ=λ/D, а φ=λ/L. Например при L=4200 км и λ=21 см максимальное разрешение составит около одной сотой угловой секунды. Однако, для земных телескопов максимальная база не может, очевидно, превышать диаметр Земли. Запустив один из телескопов в дальний космос, можно значительно увеличить базу, а следовательно, и разрешение. Например, разрешение космического телескопа Радиоастрон при работе совместно с земным радиотелескопом в режиме радиоинтерферометра (база 390 тыс. км) составит от 8 до 500 микросекунд дуги в зависимости от длины волны (1,2-92 см). (для сравнения - под углом 8 мкс виден объект размером 3 м на расстоянии Юпитера, или объект размером с Землю на расстоянии

Современные телескопы мало похожи на первый телескоп Галилея и представляют собой сложнейшие технические кон-струкции. Но принцип их устройства остаётся прежним. С по-мощью линзы или параболического зеркала собирается свет от небесного объекта и строится изо-бражение в фокусе линзы или зеркала. Здесь помещается при-ёмник излучения, который фиксирует изображение для даль-нейшего изучения.

Небесные светила изучают, собирая, принимая, реги-стрируя и исследуя приходящее от звёзд излучение. Глаз то-же является прибором, собирающим и регистрирующим пада-ющий на него свет. Свет от звезды, проходящий через зрачок глаза, собирается хрусталиком на сетчатке. Энергия падающе-го света вызывает отклик нервных окончаний. В мозг посту-пает сигнал, и мы видим звезду. Но энергии, приходящей от звезды, может быть слишком мало (звезда слабая). Тогда сет-чатка не прореагирует, и мы звезды не увидим.

Принципиально телескоп от глаза отличается только раз-мерами, способом концентрации света и природой регистрато-ра света.

Важнейшими характеристиками телескопа являют-ся его разрешающая и проницающая способности .

Разрешающая способность

Разрешающая способность телескопа определяется наи-меньшим угловым расстоянием между светящимися точка-ми, которые могут быть видны (разрешены) как отдельные объекты.

Разрешающая способность телескопа определяется его размерами. Дифракция световых лучей на краю отверстия приводит к тому, что невозможно в телескопе различить две светящиеся точки, если направления на них образуют угол меньше предельного.

Предельный угол

Предельный угол для идеального объектива и видимого света определяется по формуле

где α — предельный угол, выраженный в угловых секундах; D — диаметр телескопа (в см). Для человеческого глаза пре-дельный угол равен 28” (фактически 1—1,5’), для крупнейше-го в мире телескопа диаметром 10 м предельный угол равен 0,015". Реально предельный угол в несколько раз больше из-за влияния атмосферы.

Проницающая способность

Проницающая способность телескопа определяется наи-меньшей регистрируемой освещённостью, создаваемой светя-щимся объектом.

Проницающая способность телескопа определяется прежде всего его диаметром: чем больше диаметр, тем больше света он собирает. Важную роль играют и приёмники излучения. Если 200 лет назад в телескоп просто смотрели и пытались зарисовать то, что видят, а 40 лет назад в основном фотогра-фировали созданное телескопом изображение, то теперь поль-зуются электронными приёмниками изображения, которые мо-гут регистрировать примерно 60% падающих на него фотонов (фотопластинка регистрирует примерно в 10—100 раз мень-шую долю).

Сейчас наступает новый этап в создании наземных телескопов, которые можно с полным основанием назвать при-борами XXI в. Во-первых, они очень большие — диаметр их главного зеркала 8—10 м. Во-вторых, они построены с использованием новых принципов. Их зер-кала подстраиваются под изменения, происходящие в атмос-фере, так что расфокусировка изображения, вызванная пе-репадами плотности воздуха и его потоками, сводится к минимуму. Такая оптика, «умеющая» приспосабливаться к быстроменяющимся условиям, называется адаптивной . Для по-вышения разрешающей способности телескопов применяются также методы оптической интерферометрии с большой базой.

К новому поколению телескопов относятся 10-метровые телескопы Кека (США), 10-метровый телескоп Хобби-Эберли и 8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very Large Telescope — Очень Большой Телескоп) Европейской юж-ной обсерватории, а также находящийся в стадии постройки Большой Бинокулярный Телескоп (Large Binocular Telescope) в Аризоне (США).

Очень важно то обстоятельство, что во всех этих телеско-пах главное зеркало образовано отдельными зеркалами, чис-ло которых различно в разных телескопах. Так, в телескопе Субару смонтировано 261 зеркало, в VLT — 150 осевых и 64 боковых зеркала, в телескопе Джемини — 128 зеркал. В Большом Бинокулярном Телескопе (LBT) имеется два главных зеркала, состоящие также из многих элементов. Диаметр глав-ных зеркал всех этих телескопов лежит в диапазоне от 8,1 до 8,4 м.

Зеркала в современных телескопах управляемы. У каждого имеется система при-способлений, которые могут, давя на зеркало, нужным обра-зом изменять его форму, что стало возможным, когда начали изготовлять очень тонкие и лёгкие зеркала. Материал с сайта

С помощью телескопа необходимо получать как можно более ясное изображение удалённой звез-ды, которое должно выглядеть одной точкой. Большие объек-ты, вроде галактик , могут рассматриваться как множество то-чек. Свет от далёкой звезды распространяется в виде сфери-ческой волны, проходящей огромное расстояние в космичес-ком пространстве. Фронт волны, достигшей Земли, можно счи-тать плоским из-за гигантского радиуса сферы — расстояния до звезды.

Если на телескоп падает плоская волна, то в фокальной плоскости появляется точка, размер которой определяется толь-ко дифракцией света, т. е. выполняется условие предельного угла. Именно это имеет место в космическом телескопе Хаб-бла, который, несмотря на то, что его диаметр всего 2.4 м, по-лучает изображение лучше, чем 4—6-метровые телескопы ста-рой конструкции.

Прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через зем-ную атмосферу и турбулентность воздуха, что нарушает пло-скую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оп-тика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить из-начальную (плоскую) форму волнового фронта.