Rodzaje i parametry teleskopów astronomicznych

Rodzaje i parametry teleskopów astronomicznych
Teleskop wg słowników to instrument zbierający promieniowanie (nie tylko świetlne)
odległych obiektów astronomicznych w celu wytworzenia obrazu lub przeprowadzeniu analiz
promieniowania.
W teleskopach refrakcyjnych do zbierania światła stosuje się układy soczewek skupiających,
ostateczny obraz zaś uzyskuje się za pomocą okularu (soczewki lub zbioru soczewek o
krótkiej ogniskowej).
Luneta Galileusza - refraktor (daje obraz prosty; występują wady takie jak aberracja
sferyczna i chromatyczna, a także straty światła).
Luneta Keplera – refraktor obraz odwrócony; układ stosunkowo często stosowany w
instrumentach amatorskich; wykazuje wady podobne jak luneta Galileusza).
Teleskop Newtona - reflektor (najprostszy rodzaj teleskopu ze zwierciadłem, powszechnie
używany przez miłośników astronomii ze względu na cenę jak i dużą jasność otrzymywanych
obrazów, które pozbawione są wad takich jak aberracja chromatyczna).
Teleskop Cassegraina - reflektor (zaletą tego teleskopu jest znaczne zmniejszenie [w
stosunku do teleskopu Newtona] aberracji pozaosiowych, głównie komy. Jego budowa
pozwala na znaczne skrócenie długości tubusu przy długich ogniskowych. Niestety jasność
obrazy znacznie spada).
Teleskop Coudé - refraktor (parametry optyczne jak w teleskopie Cassegraina; jego zaletą
jest głównie to, że obracając teleskop wokół osi nie zmienia się położenie okularu, więc
można umieścić zamiast niego aparaturę odbiorczą Schmidta dość dużych gabarytach i
znacznym ciężarze).
Teleskop Schmidta - refraktor (doskonale nadaje się do obserwacji i fotografowania
rozległych obszarów nieba, na ogół ma dużą światłosiłę).
Teleskop Maksutowa - refraktor (typ instrumentu stosunkowo popularny wśród
astroamatorów, ma małe rozmiary, daje dobry obraz ze względu na dużą światłosiłę.
Wszystkie powierzchnie są sferyczne).
Teleskop Gregoryego - refraktor (układ dwóch zwierciadeł wklęsłych: głównego dużego
paraboidalnego i mniejszego elipsoidalnego).
Teleskop Schmidt-Cassegrain - refraktor (połączenie teleskopu Schmidta z Cassegrainem,
co daje możliwość znacznego skrócenia długości tubusu).
Teleskop Maksutow-Cassegrain - refraktorreflektor (połączenie teleskopu Maksutowa i
Cassegraina, co daje możliwość znacznego skrócenia długości tubusu. Układ cechuje się
dobrą rozdzielczością przy użyciu dużych powiększeń).
Parametry teleskopów
Wzór
Objaśnienie
Zdolność rozdzielcza
a = 2,44 s/D
a - zdolność rozdzielcza w radianach
D - apertura
s - długość fali promieniowania
Zasięg
M=7,1 + 5 log D
D -apertura
M - zasięg
Powiększenie
p = fob/fok
p - powiększenie
fob - średnica obiektywu
fok - średnica okularu
Parametr
Optymalne powiększenie Fopt = 5 D
Fopt - optymalne powiększenie
D - apertura
Światłosiła
B - światłosiła
D - apertura
f- ogniskowa
B = D/f
Układy optyczne
Teleskop
TELESKOP jest urządzeniem, do odbioru promieniowania elektromagnetycznego
(optycznego — teleskop optyczny, rentgenowskiego — teleskop rentgenowski, radiowego
radioteleskop) ciał niebieskich, umożliwiające ogniskowanie wiązki w małym obszarze,
w którym to promieniowanie może być analizowane. Zasada działania i konstrukcji teleskopu
zależy od zakresu rejestrowanego promieniowania. Teleskop optyczny umożliwia
otrzymywanie wiernego (zarówno pod względem rozmieszczenia przestrzennego szczegółów,
jak i rozkładu jasności), możliwie najjaśniejszego obrazu badanego wycinka nieba lub obiektu
astronomicznego. Zastosowanie w teleskopie odpowiednio dużych zwierciadeł lub soczewek,
zbierających promieniowanie ze znacznego obszaru i ześrodkowujących je na małej
powierzchni w płaszczyźnie ogniskowej obiektywu, powoduje, że nawet mniej jasne obiekty
mogą być dobrze rejestrowane; użycie teleskopu umożliwia również znaczne zwiększenie
zdolności rozdzielczej, dzięki czemu stają się rozróżnialne obiekty (np. składniki gwiazdy
podwójnej), które nieuzbrojonym okiem są widoczne jako pojedynczy obiekt. Powstający na
powierzchni ogniskowej obraz może być zarejestrowany na kliszy fot., za pomocą detektora
CCD współpracującego z komputerem (odznacza się on, co najmniej kilkadziesiąt razy
większą czułością) lub przez przyrządy, np. fotometry, spektrografy, umieszczone w tej
płaszczyźnie lub w innym miejscu, do którego promieniowanie z płaszczyzny ogniskowej
zostanie doprowadzone przez odpowiednie układy optyczne. W zależności od tego, czy do
skupienia dających obraz promieni wykorzystuje się zjawisko załamania czy odbicia,
teleskopy dzielą się na refraktory i reflektory.
W refraktorze obiektywem skupiającym jest soczewka lub układ soczewek; refraktor
przeznaczony do obserwacji wizualnych (luneta) jest wyposażony w okular służący do
oglądania obrazu wytwarzanego przez obiektyw. Odpowiednio ukształtowane obiektywy
soczewkowe, mające znaczne pole dobrego odwzorowania, są stosowane w teleskopach
zwanych astrografami do fotografowania wycinków nieba. Aberracja chromatyczna oraz
trudności techn. związane z wykonaniem dużych soczewek ograniczają rozmiary refraktorów,
one również sprawiają, że w badaniach astrofiz. refraktory zostały prawie całkowicie wyparte
przez reflektory. W reflektorze (zwanym teleskopem zwierciadlanym) obiektywem
skupiającym wiązkę promieniowania jest zwierciadło wklęsłe (sferyczne, paraboloidalne lub
hiperboloidalne) — tzw. zwierciadło główne; obraz powstaje w ognisku (gł.) nad
zwierciadłem. Ze względów prakt. często jest pożądane uzyskanie ogniska poza tubusem
teleskopu; w tym celu w zbieżną wiązkę wstawia się albo zwierciadło płaskie, ustawione pod
kątem 45° do osi teleskopu (promieniowanie skupia się wtedy w tzw. ognisku Newtona), albo
wtórne zwierciadło hiperboloidalne, odbijające promieniowanie wstecz przez otwór
w zwierciadle gł. (obraz w ognisku Cassegraina), albo zwierciadło hiperboloidalne wraz
z układem zwierciadeł płaskich ( celostatem) dających obraz nieruchomy (w ognisku coude).
Obraz leżący dokładnie na osi opt. zwierciadła paraboloidalnego jest pozbawiony wad opt.,
dlatego teleskop z takim zwierciadłem są używane do obserwacji pojedynczych gwiazd lub
obiektów o niewielkich rozmiarach kątowych.
Do obserwacji dużych wycinków nieba (np. do ich fotografowania) używa się teleskopów,
w których zwierciadło gł. jest sferyczne, a wady opt. obrazu są zmniejszone przez
umieszczenie na drodze wiązki promieniowania odpowiedniego elementu łamiącego — płyty
korekcyjnej, w teleskopie zwanej kamerą Schmidta, lub soczewki wypukło-wklęsłej
(menisku) w teleskopie zwanej kamerą Maksutowa; obydwa te teleskopy odznaczają się
dużym polem dobrego odwzorowania. Gdy zwierciadła gł. i wtórne mają kształt odpowiednio
dobranych hiperboloid, jest możliwe uzyskanie w ognisku Cassegraina stosunkowo dużego
pola widzenia wolnego od zniekształceń (układ Ritcheya–Chretiena); takie teleskopy łączą
w sobie do pewnego stopnia zalety teleskopów paraboloidalnych i sferycznych. Większe
teleskopy są wyposażone w dodatkową lunetkę wizualną, umożliwiającą obejrzenie
i identyfikację badanego obiektu. Teleskopy są zwykle tak montowane, by mogły obracać się
wokół 2 osi — jednej skierowanej na biegun świata (tzn. równol. do osi obrotu Ziemi), zw.
osią godzinną, i drugiej prostop. do niej, zw. osią deklinacyjną; specjalny mechanizm
zegarowy z napędem obraca teleskop wokół osi godzinnej, w ślad za ruchem dziennym nieba,
dzięki czemu teleskop „patrzy” podczas obserwacji cały czas na badany obiekt (jest to tzw.
montaż równikowy lub paralaktyczny).
Pierwszy refraktor — lunetę skonstruowali 1600–09 optycy hol. Z. Jansen i H. Lippershey
oraz — niemal równocześnie — Galileusz; on też pierwszy zastosował ją do obserwacji
astronomicznych. Pierwszy reflektor zbudował w 1616 N. Zucchius; w 1671 I. Newton, a w
1672 N. Cassegrain oprac. zasady układów opt. reflektorów stosowanych do czasów
obecnych. Największy refraktor o średnicy obiektywu 102 cm znajduje się w Yerkes
Observatory w Williams Bay w USA, największy do niedawna reflektor o średnicy 605 cm —
w Specjalnym Obserwatorium Astrofiz. w Zielenczuku na Kaukazie. Nowoczesny teleskop
o średnicy zwierciadła 3,58 m wykonany z materiału ceramicznego (zerodur) oddano do
użytku 1990 w European Southern Observatory.
Największy teleskop — teleskop Kecka — oddano do użytku 1992 na Mauna Kea (Hawaje,
pierwsze próbne obserwacje 1990); jest to teleskop nowej generacji, składa się z 36 dokładnie
wyszlifowanych, ściśle do siebie przylegających, cienkich (grub. 8 cm) segmentów
(zwierciadeł), które razem tworzą powierzchnię równą powierzchni jednolitego zwierciadła
o średnicy 10 m; przez regulację położenia poszczególnych segmentów dokonuje się korekcji
krzywizny zwierciadła, co pozwala wyeliminować zniekształcenia obrazu wywołane ruchami
turbulentnymi atmosfery; teleskop Kecka znacznie zwiększa zasięg obserwacji
astronomicznych. Ze względu na zakłócający wpływ atmosfery ziemskiej na jakość
otrzymywanych obrazów, coraz częściej teleskop umieszcza się w przestrzeni kosmicznej
(największym teleskopem kosmicznym jest umieszczony 1990 na orbicie okołoziemskiej
Teleskop kosmiczny Hubble’a). W szczególności całkowita nieprzezroczystość atmosfery dla
promieniowania rentgenowskiego powoduje, że teleskopy rentgenowskie są umieszczane
wyłącznie na sztucznych satelitach