Телескоп - не космический корабль и к Луне с его помощью мы ближе не станем. Так же это не насос и Луну мы с его помощью до больших размеров не надуем.
Так для чего же их делают, эти блестящие трубы на подставках?
Открою тайну. Как бы это не казалось удивительным, но главное назначение телескопа - собрать от небесного объекта как можно больше света. Именно потому главным достоинством любого телескопа является диаметр его объектива - в понимании среднестатистического землянина - той линзы, что обращена к небу - именно ее принято считать объективом. (На самом же деле в нашу эпоху объективом телескопа чаще бывает зеркало и прячется оно глубоко в трубе, но такая оптическая схема среди неастрономической публики непопулярна.) А вот когда свет от небесного объекта собран и изображение объекта построено, его можно внимательно рассмотреть - тут мы сталкиваемся со вторым назначением телескопа: Увеличить угол зрения, под которым может быть видимо небесное тело.
Ах, эти научные формулировки! Кто б нам теперь объяснил, что значит это словосочетание: "угол зрения", и зачем нам его увеличивать?
Процитирую строчку из песни Виктора Цоя: "Во дворе идет стройка, работает кран".
Подойдем к окну и посмотрим на кран - его длинная стрела раскинулась на пол неба и что бы осмотреть ее всю от кабины крановщика, до того места, где она заканчивается и свисает вниз тросс с крюком, придется повернуть голову. Повернуть - ключевое слово. Оказывается стрела башенного крана имеет некоторую угловую протяженность измеряемую в градусах и равную той величине, на которую нам придется повернуть голову вокруг воображаемой оси вставленной в нашу шею - допустим на 45 градусов.
А если стройка идет в соседнем дворе? В этом случае кран стоит относительно далеко и что бы перевести взгляд с одного конца его стрелы на другой, нам потребуется повернуть голову на меньший угол, допустим на 5 градусов, или сместить глазной зрачек посмотрев чуть в бок, но на ту же величину - на 5 градусов.
Вот мы первый раз коснулись примера углового размера небесного объекта. Углы, как известно, измеряются в угловых величинах - градусах или радианах, но радианы для любителя - неудобная величина. Градусы - привычнее. Но все равно, не многие из Вас сейчас приведут пример одного градуса в качестве видимого размера какого-то видимого объекта. К тому же, уж так получилось, что и удобного небесного объекта на нашем небе размером в 1 градус нет. Зато есть два объекта которые с хорошей точностью можно считать эталонами углового размера в пол градуса - это Солнце или Луна.
Оказывается, эти два небесных тела, столь разных по своей природе (Солнце - звезда, гигантский газовый шар диаметров более миллиона километров и с температурой поверхности 6000°K ; Луна - спутник Земли, маленькая холодная планетка диаметром 3600 км) для земного наблюдателя на небе имеют одинаковый угловой размер 1/2 градуса.
Ну, а как можно догадаться, 1/2 градуса - величина не очень большая, то телескоп как раз призван изменить это в большую сторону, оказавшись между объектом и наблюдателем.
Вот теперь мы вплотную приблизились к тому, что иногда называют "увеличением", но в отношении чего правильнее употреблять понятие "кратность". Я видел множество разочарованных людей, которые вместо ожидаемых десятков тысяч и миллионов узнавали, что хорошие телескопы позволяют применять 100-кратное увеличение. А более 500 крат в наблюдательной астрономии увеличения применяются крайне редко. Все мы любим большие цифры, особенно если это цифры нашей зарплаты. Но, к счастью, параметры телескопов не подвержены инфляции и, как во времена изобретателя телескопа - итальянца Галилео Галилея, - 30-кратное увеличение было вполне актуально для ряда астрономических наблюдений, так и 400 лет спустя, оно ничуть не потеряло своей актуальности.
Надо ли говорить, как отнеслась к открытиям Галилея церковь?! - ученого судили и под угрозой пыток заставили отречься от всего увиденного. Галилей отрекся. Но дальнейшая судьба телескопа уже не зависела от этих событий. Изобретение обрело значительную популярность и стало использоваться многими прогрессивно настроенными учеными. А вместе с этим и совершенствовалась его оптическая схема, появлялись все новые конструкции.
Система Кеплера обладала рядом существенных преимуществ: Большее поле зрения, более качественное изображение и ввиду более легкого изготовления короткофокусных собирающих линз (а в качестве окуляра у Галилея использовалась отрицательная - рассеивающая линза) позволяла добиваться большей кратности увеличения. Однако использовать ту же схему для подзорных труб уже не удавалось - схема Кеплера давала перевернутые изображения. Для астрономических наблюдений это не стало недостатком, а вот для наблюдения земных удаленных объектов было неприемлемо.
Телескопическая астрономия стала стремительно развиваться. Открылись новые горизонты, оказалась доступна новая точность измерений и конечно же хотелось большего. Астрономы XVII века пытались заглянуть все дальше в космос, старались более детально рассмотреть небесные тела и применяли для этого все большие увеличения своих примитивных инструментов.
Очень скоро стало понятно, что перешагнув определенную кратность, качество изображения, его детальность, количество звезд в поле зрения перестают увеличиваться, и даже начинают падать. Можно с уверенностью сказать, что в эпоху Галилея и Кеплера 50-кратное увеличение было предельным и дальнейшее увеличение кратности на пользу не шло.
Если обратиться к иллюстрации приведенной выше, можно отметить закономерность, что чем больше фокусное расстояние объектива [F] (расстояние , на котором линза строит изображение объекта - вспомните, как получают огонь в солнечный день с помощью увеличительного стекла - именно на этом расстоянии солнечные лучи собираются в "точку"), и чем меньше фокусное расстояние окуляра [f], тем больше кратность [ F/f ]. Может показаться, что сделав очень длиннофокусный объектив и взяв короткофокусный окуляр, можно достичь невероятно большой кратности увеличения. Однако, очень скоро становится заметно, что чем больше кратность, тем слабее яркость изображения. Случалось так, что объект исследований прекрасно виден глазом, но при большом увеличении перестает быть видимым в телескоп. Второе неожиданное открытие астрономов заключалось в том, что определенного размера линза объектива, какое бы не было огромным используемое увеличение, не в состоянии показать детальность мельче определенного порога. Это уже свойство самого света - его волновой природы.
Оказывается, что есть так называемый "дифракционный предел", суть которого в том, что любые отверстия, пропускающие световой поток, ограничивают детальность картинки, которую этот поток несет с собой. Более того, все точечные объекты, а звезды можно было в ту далекую пору считать именно точечными объектами, вследствие "дифракционного предела" при больших увеличениях видны не точками, а кружками, окруженными несколькими убывающими по яркости точками. И, собственно, любое изображение в телескопе как-будто складывалось из совокупности таких круглых пятен.
Ах если б это было все...! Линзы стали делать больше, но тут обнаружилось, что стекло, их которого делали линзы для телескопов имеет свойство очень по-разному преломлять лучи разной длины волны (а говоря по-народному - разных цветов). Оказалось, красные лучи фокусируются ближе к линзе, синие - дальше от нее. А поскольку в свете небесных объектов присутствуют лучи самых разных цветов (длин волн), то точно навести резкость при больших увеличениях никак нельзя. Будь то звезда или планета, ее изображение так и оставалось нерезким, отливая всеми цветами радуги несфокусированных лучей.
К этой беде добавилась "сферическая аберрация" - принципиальная неспособность линз со сферическими поверхностями строить качественные изображения. Но это беда была меньшей.
Какие только опыты не проводили астрономы и оптики XVII-XVIII веков, искали особый сорт стекла, использовали дополнительные линзы и фильтры. Между делом было обнаружено, что действия хроматической и сферической аберраций заметно ослаблялось при увеличении фокусного расстояния объектива телескопа. Телескопы стали делать все длиннее.
При этом астрономы демонстрировали невероятное мастерство фиксации своих наблюдений. Фотографии тогда не было, но рисунки наблюдателей представляли из себя произведение искусства и научный документ одновременно.
В середине XVIII века эта счастливая идея посетила Леонарда Эйлера и через несколько лет ее осуществил, что называется, "в стекле" оптик Джон Доллонд. В стекле все дело и было. Оказывается, что разные сорта стекла имеют разный коэффициент преломления (способность искривлять естественное направление световых лучей) - это было известно давно. Но у разных сортов так же была различна та разность в преломлении лучей разных длин волн, которая и приводила к размытию изображения. Оказывается у тяжелых стекол сорта "флинт" разброс в преломлении разноцветных лучей гораздо больше, чем общее отличие коэффициента преломления в сравнении с легкими стеклами сорта "Крон". Оказалось возможным создать такое сочетание двух линз, в котором положительная линза из "Крона" создает сходящийся пучок лучей "окрашенных" хроматической аберрацией, но идущая следом же рассеивающая линза из "флинта" немного уменьшая сходимость пучка лучей, практически полностью устраняет разницу в сходимости лучей разных цветов - то есть убирает хроматизм.
Вот как бывает в истории любого дела - нет единой верной дороги, Жизнь состоит из метаний, компромиссов и крайностей.
Но по размерам линзовые телескопы все же не смогли превзойти зеркальных своих собратьев. Была недолгая эпоха расцвета линзовых инструментов. Кончилась она двумя линзовыми исполинами - Ликским и Йоркским рефракторами (рефрактор - линзовый телескоп, в то время как зеркальный зовется рефлектором). Лик и Йорк - два бизнесмена, два олигарха своего времени, с тем отличием от современных обладателей несметных богатств, что рещили тот излишек средств, который им самим явно не потратить, вложить в науку, а поскольку и тогда, и сейчас в западном мире самым передовым и престижным направлением было исследование Вселенной, то не сговариваясь Лик и Йорк решили профинансировать строительство самого крупного в мире рефрактора. Оба обратились за этим к известнейшему оптику XIX века - Кларку. Но Лик это сделал чуть раньше и получил телескоп чуть меньше (93 см диаметр объектива). Йорк изъявил желание , что бы его телескоп был больше и получил, что просил (102 см диаметр объектива), но оказалось, что больше - не значит лучше. 93 сантиметра Ликского Рефрактора оказались тем самым разумным пределом, после которого каждый новый сантиметр в диаметре объектива уже играет против качества. Поэтому Йоркский Рефрактор оказался чуть менее "зорким" телескопом, зато крупнейшим по сей день и при этом довольно неплохим для своих исполинских размеров.
Зеркальные же телескопы продолжили свое развитие и будущее несомненно за ними. Хотя для современной науки оказались в свое время очень полезны зеркально линзовые гибриды. Оказывается, если не стоит цель сделать полноценный линзовый объектив и нет желания заниматься зеркальными системами со сложными поверхностями, то можно сделать недорогой в производстве и очень качественный по изображению Зеркально-Линзовый телескоп.
Беда всех "крупнокалиберных" линзовых телескопов - масса линз объектива. Линзы крупных рефракторов весят сотни килограмм - их приходится делать толстыми, или они будут прогибаться под собственным весом. Их делали толстыми и они все равно прогибались и плюс к этому при таких объемах линзы уже не удавалось сварить для нее идеальное однородное оптическое стекло.
Но если использовать не линзу, а тонкий и легкий мениск (тоже линза, но выпукло-вогнутая при приблизительно одинаковых радиусах кривизны обеих поверхностей), то отпадает сразу несколько проблем - пусть себе гнется - прогиб одной поверхности в точности компенсируется выгибом другой. ввиду небольшой оптической силы мениск не страдает хроматизмом. Для чего же он тогда нужен? - что бы исправить сферическую аберрацию главного зеркала - ведь изготовление сферической поверхности проще и дешевле, а ведь сфера при многих ее недостатках позволяет получить большее полезное поле зрение телескопа.
Но самым феноменальным шагом к звездам стал запуск заатмосферного телескопа им. Хаббла. Находясь на орбите Земли этот телескоп в автоматическом режиме ведет наблюдения круглые сутки, ведь там, за пределами воздушного океана звезды видны всегда. Фотоснимки из компьютера телескопа им. Хаббла отправляются на землю в цифровом формате по радиоканалу.
