Характеристика оптичних телескопів
На сьогоднішній день в спостережної астрономії використовуються 2 основні системи телескопів: лінзові (рефрактори) і дзеркальні (рефлектори), але існують телескопи, що поєднують в собі риси того й іншого типів, наприклад, телескопи Б. Шмідта і дзеркально-лінзові телескопи.
У рефракторі зображення будується скляною лінзою – об’єктивом, який, ломлячи падаючі на нього промені, збирає їх у фокальній площині (рис. 4.9). Найбільший рефрактор у світі, який знаходиться в Йоркській обсерваторії в США, має об’єктив діаметром в 1 м. Лінза з більшим діаметром була б занадто важка і складна у виготовленні.
У рефлекторах всі промені збираються в фокусі дзеркалом параболічної (в телескопах XVIII-XIX ст. І деяких сучасних аматорських телескопах – сферичної) форми.
Найважливішими характеристиками будь-якого телескопа є його відносний отвір, проницающая сила, роздільна здатність і збільшення.
Відносним отвором телескопа називається величина A, що дорівнює відношенню діаметра об’єктива до його фокусної відстані:
A = Dмм / fмм.
Відносний отвір визначає здатність телескопа збирати світло від об’єкта: чим більше відносний отвір (тобто чим більше діаметр об’єктиву по відношенню до його фокусної відстані), тим більше світла збере об’єктив і, відповідно, тим більш слабкі об’єкти можна спостерігати в такий телескоп. Светосильние телескопи використовуються для спостережень протяжних об’єктів (туманностей, галактик, комет, поверхонь планет); прикладом такого телескопа може служити телескоп системи Шмідта. Його відносний отвір часто роблять рівним 1: 2-1: 4. Для телескопів-рефракторов відносний отвір зазвичай дорівнює 1: 13-1: 15, для рефлекторів – 1: 5-1: 10. Таким чином, телескопи-рефлектори мають переваги перед рефракторами у відносному отворі (або світлосилі – квадраті відносного отвору).
Наступна важлива характеристика телескопа – його проницающая сила, тобто гранична зоряна величина зірок, яких можна побачити в телескоп в ясну безмісячну ніч. Її можна обчислити за формулою:
M = 2,1 + 5 lg Dмм,
Де Dмм – діаметр об’єктива в міліметрах. Ця формула приблизна і не враховує впливу збільшення на граничну зоряну величину.
Роздільна здатність телескопа визначає те мінімальне кутова відстань між двома будь-якими спостерігаються об’єктами (зірками або деталями поверхні планети), на якому ці два об’єкти ще буде видно роздільно. Роздільна здатність є величина, зворотна граничному куту дозволу телескопа, який для візуальних спостережень визначається за формулою Дауеса:
R “= 166” / Dмм,
Де Dмм – діаметр об’єктива в міліметрах.
Збільшення телескопа визначається відношенням фокусної відстані об’єктива Fмм до фокусної відстані окуляра fмм:
M = Fмм / fмм.
З формули видно, що при заданому фокусній відстані об’єктива F дуже великих збільшень можна досягти шляхом зменшення фокусної відстані окуляра f. Однак хвильова природа світла (дифракція) обмежує найбільше збільшення, яке можна отримати при заданому фокусній відстані об’єктива. До того ж атмосфера Землі накладає обмеження на цю величину внаслідок свого тремтіння.
Сучасні телескопи виготовляються так, щоб можна було витягти максимум інформації з спостережень – відповідним чином підбираються всі вищеназвані параметри телескопа. Тремтіння атмосфери та інші фактори, що погіршують якість зображення, що дається телескопом, компенсуються використанням в телескопі так званої адаптивної оптики. До того ж сучасні телескопи повністю управляються комп’ютером, який дозволяє також вносити поправки в одержуване зображення.
(1 votes, average: 5.00 out of 5)