Оптический телескоп

Оптический телескоп представляет собой трубу, имеющую объектив и окуляр и установленную на монтировке, снабжённой механизмами для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра[2]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения.

По своей оптической схеме 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 сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций.

• Разрешающая способность телескопа зависит от диаметра объектива. Предел разрешения накладывает явление дифракции — огибание световыми волнами краёв объектива, в результате чего вместо изображения точки получаются кольца. Для видимого диапазона он определяется по формуле

${\displaystyle r={\frac {140}{D}}}$,

где ${\displaystyle r}$ — угловое разрешение в угловых секундах, а ${\displaystyle D}$ — диаметр объектива в миллиметрах. Эта формула выведена из определения предела разрешения двух звёзд по Рэлею. Если использовать другие определения предела разрешения, то численный коэффициент может быть меньше вплоть до 114 по Дове (Dawes' Limit).

На практике, угловое разрешение телескопов ограничивается атмосферным дрожанием[3] — приблизительно 1 угловой секундой, независимо от апертуры телескопа.

• Угловое увеличение или кратность телескопа определяется отношением

${\displaystyle \Gamma ={\frac {F}{f}}}$,

где ${\displaystyle F}$ и ${\displaystyle f}$ — фокусные расстояния объектива и окуляра соответственно. В случае использования дополнительных оптических узлов между объективом и окуляром (оборачивающих систем, линз Барлоу, компрессоров и т. п.) увеличение должно быть умножено на кратность используемых узлов.

• Угловое поле зрения телескопа ${\displaystyle \omega }$ (True Field Of View — TFOV) — истинный угловой размер участка, видимого в окуляр телескопа, — определяется используемым окуляром:

${\displaystyle \omega ={\frac {\Omega }{\Gamma }}}$,

где ${\displaystyle \Omega }$ — угловое поле зрения окуляра (Apparent Field Of View — AFOV), а ${\displaystyle \Gamma }$ — увеличение телескопа (которое зависит от фокусного расстояния окуляра — см. выше).

• Относительное отверстие объектива телескопа (светосила объектива) ${\displaystyle A}$ — это отношение его диаметра (апертуры) ${\displaystyle D}$ к фокусному расстоянию ${\displaystyle F}$

${\displaystyle A={\frac {D}{F}}={\frac {1}{\forall }}={\forall }^{-1}}$.

• Относительное фокусное расстояние объектива телескопа ${\displaystyle {\forall }}$ или F-number, F#,

${\displaystyle {\forall }={\frac {F}{D}}={\frac {1}{A}}={A}^{-1}}$.

${\displaystyle A}$ и ${\displaystyle {\forall }}$ являются важными характеристиками объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше относительное отверстие, тем меньше относительное фокусное расстояние и тем больше освещённость в фокальной плоскости объектива телескопа, что выгодно при фотоработах (позволяет уменьшить выдержку при сохранении экспозиции). Но при этом на кадре фотоприёмника получается меньший масштаб изображения.

• Проницающая сила (оптическая мощь) ${\displaystyle m}$ — звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените.

• Масштаб изображения на приёмнике:

${\displaystyle u={\frac {3440}{F}}}$,

где ${\displaystyle u}$ — масштаб в угловых минутах на миллиметр ('/мм), а ${\displaystyle F}$ — фокусное расстояние объектива в миллиметрах. Если известны линейные размеры ПЗС-матрицы, её разрешение и размер её пикселов, то отсюда можно вычислить разрешение цифрового снимка в угловых минутах на пиксел.

Адаптивная оптика предназначена для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения[9]. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы. С 2000-х годов системы адаптивной оптики используются практически на всех крупных телескопах, они позволяют довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического предела, определяемого дифракцией.[9] Применение адаптивной оптики на телескопе «Субару» позволила увеличить угловое разрешение в 10 раз[10].

• Система лазерной гидирующей звезды. Лазерный луч направляется в небо, чтобы создать на любом участке неба искусственную звезду в натриевом слое атмосферы Земли на высоте около 90 километров. Свет от такой искусственной звезды используется для деформации специального зеркала, которое устраняет мерцание и улучшает качество изображения.

• 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.

• На Викискладе есть медиафайлы по теме Оптический телескоп
• Оптические телескопы
• Белонучкин В., Козел С. Оптический телескоп // Квант. — М., 1972. — № 4. — С. 10—18.