Budowa teleskopu

Soczewki

Najważniejszymi elementami optycznymi teleskopu są szklane soczewki. Ze względu na typ, soczewki dzielimy na skupiając i rozpraszające. Powierzchnie soczewek mogą mieć kształt wypukły lub wklęsły (Rys. 1).

Rysunek 1. Rodzaje soczewek.

Podstawową cechą soczewek jest skupianie lub rozpraszanie światła. Równoległa wiązka światła biegnąca wzdłuż osi optycznej po przejściu przez soczewkę skupia się w jednym punkcie – ognisku soczewki (Rys. 2). Odległość od soczewki do ogniska nazywa się ogniskową soczewki (f).

Rysunek 2. Droga wiązki światła podczas przejścia przez soczewkę skupiającą (u góry) i rozpraszającą (na dole).

Powstawanie obrazu obiektu obserwowanego przez soczewkę skupiającą jest przedstawione na Rys. 3. W przypadku kiedy obserwowany obiekt jest dalej od soczewki skupiającej niż wynosi jej ogniskowa powstający obraz jest rzeczywisty i odwrócony. Gdy obiekt znajduje się bliżej soczewki powstający obraz jest pozorny i nieodwrócony. W przepadku soczewki rozpraszającej powstający obraz jest zawsze pozorny (Rys. 4).

Rysunek 3. Powstawanie obrazu w soczewce skupiającej.

Zależność pomiędzy odległością obrazu od soczewki (S₂) a odległością obiektu (S₁) i ogniskową soczewki (f) wyraża tzw. równanie soczewki:

Rysunek 4. Powstawanie obrazu w soczewce rozpraszającej.

Powiększenie soczewki jest to stosunek odległości soczewki od obrazu (S₂) do odległości soczewki od obiektu (S₁):

Wykorzystując równanie soczewki możemy powiększenie wyrazić za pomocą odległości od obiektu (S₁) i ogniskowej (f):

Soczewki nie tworzą doskonałych obrazów. Zawsze obrazy te są obarczone pewnymi wadami. Podstawową wadą soczewek jest tzw. aberracja chromatyczna, jest ona konsekwencją tego, że współczynnik załamania światła zależy od długości fali. Dlatego ognisko soczewki zładuje się w różnych miejscach dla różnych długości fali (Rys. 5).

Rysunek 5. Aberracja chromatyczna.

Zjawisko aberracji chromatycznej często próbuje się ograniczać stosując tzw. soczewki achromatyczne. Składają się one z różnych rodzajów szkła o różnych współczynnikach załamania światła (Rys. 6). Należy pomiatać, że tego typu soczewki nie eliminują całkowicie aberracji chromatycznej, a jedynie ją ograniczają.

Rysunek 6. Soczewka achromatyczna.

 Kolejną często spotykaną wadą soczewek jest aberracja sferyczna: im dalej od osi optycznej znajduje się wiązka światła tym bliżej się ogniskuje (Rys. 7), jest to spowodowane sferycznym kształtem soczewek.

Rysunek 7. Aberracja sferyczna.

 Kolejną wadą soczewek obserwowalną szczególnie na szerokokątnych zdjęciach jest koma. Powoduje ona powstawanie charakterystycznych kometopodobnych ogonków dla punkowych obiektów obserwowanych poza osią optyczną (Rys.8). Zniekształcenie jest tym większe im dalej kątowo obiekt znajduje się od osi optycznej.

Rysunek 8. Koma.

 

Zwierciadła

We współczesnej astronomii częściej od soczewek są używane zwierciadła jako elementy skupujące/rozpraszające światło (Rys. 9). Podobne jak w przepadku szklanych soczewek stosują się do nich wzór soczewki jak i wzór na powiększenie.

Rysunek 9. Zwierciadło wklęsłe - skupiające (po lewej) i wypukłe - rozpraszające (po prawej).

 W przeciwieństwie do szklanych soczewek, soczewki zwierciadlane, z uwagi na sposób działania, nie mają aberracji chromatycznej. Ale podobnie jak szklane mogą wykazywać aberrację sferyczną i komę (Rys. 10).

Rysunek 10. Aberracja sferyczna (u góry) i koma (na dole) dla zwierciadeł.

 

Konstrukcje optyczne teleskopów

Pierwsze teleskopy wykorzystywały szklane soczewki jako elementy optyczne. Dwie soczewki zamknięte w tubie tworzyły obiektyw i okular. Schemat takiego teleskopu znajduje się na Rys. 11. Teleskopy takie zwane są refraktorami.

Rysunek 11. Schemat refraktora.

Oprócz aberracji chromatycznej używanie szklanych soczewek w teleskopach powoduje jeszcze jeden problem. Nie można zrobić dowolnie dużej soczewki, tak aby nie odkształcała się pod własnym ciężarem. Do tej pory największy refraktor używany do obserwacji naukowych ma soczewkę o średnicy 102 cm. Został on skonstruowany w 1893 roku i znajduje się w Yerkes Observatory w Stanach Zjednoczonych (Rys. 12).

Rysunek 12. Czterdziestocalowy (102 cm) refraktor znajdujący w Yerkes Observatory. Fotografia z 1897 roku.

Aby pozbyć się problemu aberracji chromatycznej i łatwiej konstruować większe elementy optyczne teleskopów, zamiast soczewek szklanych można użyć zwierciadeł. Pierwszym teleskopem tego typu był teleskop zbudowany przez Izaaka Newtona w 1668 roku. Składał się on z wklęsłego zwierciadła głównego (obiektywu) i płaskiego zwierciadła wtórnego kierującego światło w bok tuby optycznej do okularu (Rys. 13). Główne lustro teleskopu Newtona było sferyczne dlatego nie był on wolny od aberracji sferycznej, ale zastosowanie zwierciadeł eliminowało aberrację chromatyczną. Konstrukcja ta jest do dziś często wykorzystywana w astronomii amatorskiej. Teleskopy znajdujące w Pracowni Projektu Wygasz są właśnie podobnego typu.

Rysunek 13. Schemat teleskopu Newtona.

 Inną często spotykaną konstrukcją teleskopu zwierciadlanego jest teleskop Cassegraina. Teleskop ten składa się z parabolicznego lustra głównego i hiperbolicznego lustra wtórnego kurującego światło do otworu w lustrze głównym za którym znajduje się okular (Rys. 14).

Rysunek 14. Schemat teleskopu Cassegraina.

Teleskopy zwierciadlane zwane są reflektorami.

We współczesnych teleskopach często stosuje się system mieszany: elementami optycznymi są zarówno zwierciadła jak i szklane soczewki lub płyty korekcyjne. Konstrukcje takie są nazywane katadioptrykami. Rozwiązania te stosuje się aby np.: zmniejszyć rozmiary teleskopu, ograniczyć aberrację sferyczną i komę. Schemat katadioptryka jest przedstawiony na Rys. 15.

Rysunek 15. Schemat katadioptryka.

Najczęściej spotykane katadioptryki to:

• Ritchey-Chrétien
• Schmidt-Cassegrain
• Maksutov-Cassegrain

 

Parametry teleskopów

Zdolność rozdzielcza

Zdolność rozdzielcza oka ludzkiego to około 1/30 widzialnej średnicy tarczy Księżyca (czyli około jedna minuta kątowa - 1’), teleskop pozwala rozdzielić obiekty położone kątowo dużo bliżej siebie niż 1’. Np. możemy rozdzielić dwie gwiazdy składające się na „gwiazdę” Albireo w gwiazdozbiorze Łabędzia. Odległość kątowa pomiędzy gorącym (niebieskim) i chłodnym (pomarańczowym) składnikiem układu wynosi niewiele ponad pół minuty kątowej (35'') – Rys. 16.

Rysunek 16. Gwiazdozbiór Łabędzia i Albireo.

Rozdzielczość teleskopu można ją przybliżyć wzorem: R=λ/D, gdzie λ jest długością fali obserwowanego promieniowania, D średnicą apertury wejściowej, a R rozdzielczością wyrażoną w radianach. Dlatego formalnie rozdzielczość kątowa teleskopu może być bardzo mała, mniejsza niż jedna sekunda łuku. W rzeczywistości taką rozdzielczość jest bardzo trudno osiągnąć z uwagi na efekty atmosferyczne, przede wszystkim seeing.

Seeing

Rozmycie obrazu powodowane przez turbulentne ruchy atmosfery określa się terminem seeing (Rys. 17).

Rysunek 17. Animowany obraz Księżyca pokazujący wpływ turbulencji atmosferycznych na obserwacje.

Gdy atmosfera jest stabilna i spokojna mamy dobry seeing i obserwowane gwiazdy nie są rozmyte, gdy atmosfera jest niespokojna gwiazdy są rozmyte (Rys. 18).

Rysunek 18. Zdjęcie tego samego obszaru nieba wykonane przy dobrym i złym seeingu.

Powiększenie

Powiększenie teleskopu, czyli stosunek rozmiaru kątowego obrazu do rozmiaru kątowego przedmiotu, możemy wyznaczyć znając ogniskową okularu i obiektywu:

Jeśli na teleskop założymy okular o krótszej ogniskowej to otrzymamy większe powiększenie, będziemy widzieć kątowo mniejszy obszar nieba. I odwrotnie jeśli założymy okular o dłuższej ogniskowej będziemy widzieć kątowo większy obszar nieba.

Zdolność zbiorcza i światłosiła

Rozmiary obiektywów teleskopów są dużo większe od rozmiaru oka ludzkiego, np. powierzchnia zbiorcza teleskopu 20 cm jest około 850 razy większa niż oka. Jednak to, jak dużo światła zbierze teleskop zależy też od kątowego rozmiaru wycinka sfery niebieskiej na którą patrzy, więc zależy od ogniskowej teleskopu (obiektywu). Wielkością która opisuje jasność teleskopów (jak i obiektywów w aparatach fotograficznych) jest światłosiła:

Im większa światłosiła tym jaśniejszy obraz. Teleskopy amatorskie mają światłosiłę w przedziale od f/4 do f/12.

 

Budowa amatorskiego teleskopu

Amatorski teleskop składa się z trzech podstawowych elementów (Rys. 19):

• tubusu, wewnątrz którego znajdują się elementy optyczne teleskopu,
• montażu, który umożliwia śledzenie obserwowanego obiektu,
• wypoziomowanego stabilnego statywu.

Rysunek 19. Podstawowe części składowe amatorskiego teleskopu.

Montaż teleskopu

Montaż podtrzymuje tubę optyczną teleskopu i pozwala na dokładne ustawienie teleskopu na interesujący nas obiekt. Pozwala również na śledzenie obiektu, który przemieszcza się wraz z pozornym ruchem dobowym sfery niebieskiej. Najczęściej spotykane są dwa podstawowe typy montaży: azymutalny i równikowy. Każdy z tych typów może być realizowany na wiele sposobów.

Montaż azymutalny

Montaż azymutalny jest prostym dwuosiowym montażem podtrzymującym teleskop. Pozwala on na ruch w dwóch kątach: azymucie – liczonym wzdłuż płaszczyzny horyzontu i w wysokości nad horyzontem (Rys. 20). Takie rozwiązanie jest bardzo stabilne i pozwala na umieszczenie na montażu ciężkich teleskopów, wymaga ono jednak prowadzenia w dwóch kątach, żeby śledzić za pozornym dobowym ruchem sfery niebieskiej.

Rysunek 20. Schemat montażu azymutalnego.

Montaż równikowy

Montażem, który ułatwia śledzenie za pozornym dobowym ruchem sfery niebieskiej jest montaż równikowy. Pozwala on na ruch tuby teleskopu w dwóch kątach: rektascensji – kącie liczonym wzdłuż równika niebieskiego i w deklinacji – wysokością nad równikiem niebieskim (Rys. 21). Takie rozwiązanie wymaga jedynie prowadzenia w jednym kącie (rektascensji) aby śledzić za sferą niebieską.

Rysunek 21. Schemat montażu równikowego.

 Teleskopy znajdujące się w Pracowni Projektu Wygasz mają montaż równikowy. Montaż ten wymaga precyzyjnego ustawienia na północny biegun nieba. Instrukcję jak to zrobić można znaleźć w zakładce Przygotowanie teleskopu.