Телескопы

Т-кольцо VIXEN T-Ring Practica

..

В продаже

0 Отзывов

452.00грн

Телескоп Bresser Junior 40/400 AZ

..

В продаже

0 Отзывов

1170.00грн

Телескоп SIGETA Edna 30/300

..

В продаже

0 Отзывов

565.00грн

Телескоп SIGETA ME-150 150/750 EQ3

..

В продаже

0 Отзывов

10243.00грн

Телескоп SIGETA ME-200 203/800 EQ4

..

В продаже

0 Отзывов

19220.00грн

Телескоп SIGETA Mensa 90/1000 EQ5

..

В продаже

0 Отзывов

12526.00грн

Фильтр KONUS MYLAR SUN FILTER D3

..

В продаже

0 Отзывов

447.00грн

Показано с 1 по 15 из 97 (всего 7 страниц)

ОСНОВНЫЕ ПАРАМЕТРЫ, НА КОТОРЫЕ НУЖНО ОБРАТИТЬ ВНИМАНИЕ ПРИ ВЫБОРЕ ТЕЛЕСКОПА.


Апертура телескопа (D) – это характеристика оптического прибора, описывающая его способность собирать свет и противостоять дифракционному размытию деталей изображения. Для оптического телескопа апертура определяется диаметром линзы объектива или зеркала. Апертура является одной из самых важных характеристик телескопа, поскольку способность улавливать световое излучение, а также разрешающая способность телескопа с увеличением апертуры возрастают (т.е. чем больше диаметр телескопа и, соответственно, его объектива, тем лучше).

Фокусное расстояние телескопа – это расстояние между объективом или зеркалом телескопа и точкой, где сходятся собираемые им лучи света. При этом подразумевается, что лучи света идут от бесконечно далекого точечного источника (например, звезды) и являются параллельными. Фокусное расстояние – один из факторов, определяющих поле зрения телескопа. Чем меньше фокусное расстояние, тем объект большего размера целиком виден в телескоп при прочих равных условиях (апертуре и др.). Для начинающего астронома может иметь значение тот факт, что при  большем поле зрения легче искать объекты на небосводе.

Увеличение телескопа (полезное) (X) – это способность приближать с помощью оптики изображение космических объектов без потери качества этого изображения. Увеличение выражается кратностью, которая показывает во сколько раз конечная картинка больше исходной и рассчитывается по формуле X=2*D, где D – апертура телескопа в мм. Например, для телескопа с апертурой 102 мм полезное увеличение будет кратно 204.

Монтировка телескопа — это тип опоры для наблюдения за небесными объектами. Есть 3 основных типа монтировки телескопа:

1) азимутальная – это простейшая монтировка, у которой первая ось вертикальна, вторая горизонтальна. Она легка, компактна и дешева, но плохо подходит для фотографирования звездного неба с длительными (от нескольких секунд и более) выдержками. Поскольку Земля вращается вокруг оси, то без компенсации этого вращения на фотографиях вместо изображения звёзд будут получаться треки их перемещения по небосводу. Также у азимутальной монтировки есть «мертвая точка» - зенит;

2) экваториальная – применяется, когда нужно компенсировать вращение Земли. В ее случае одна ось поворота параллельна, а вторая перпендикулярна земной оси. Чтобы удерживать в поле зрения одну и ту же точку неба, достаточно вращать прибор вокруг одной оси со скоростью 1 оборот за 23 часа 56 минут 4 секунды (звёздные сутки) с помощью часового механизма или электродвигателя. Экваториальная монтировка сложнее, массивнее и дороже в изготовлении. Мёртвыми точками экваториальной монтировки являются северный и южный полюса мира;

3) монтировка Добсона – это разновидность азимутальной монтировки, применимая для любительских и безкорпусных телескопов с большой апертурой. Позволяет сделать телескоп большим (вплоть до полуметра), но дешёвым и транспортабельным. Компенсация вращения не предусматривается вообще.

Оптическая конструкция телескопа – это способ сбора светового излучения от небесных тел. Существует три оптические схемы телескопов:

1) Линзовые (рефракторы) – собирают излучение с помощью двояковыпуклой линзы. Их преимущества: сравнительная простота конструкции, надежность, быстрая термостабилизация, отсутствие загрязнения линз из-за герметичности трубы, высокая контрастность изображения, объектив изготавливается и юстируется производителем. Рефракторы отлично подходят для наблюдений Луны, планет, двойных звезд, особенно при больших апертурах. Их недостатки: сравнительно высокая стоимость, большие размеры и вес, малая пригодность для наблюдений небольших и тусклых объектов далекого космоса из-за практических ограничений на апертуру.

2) Зеркальные (рефлекторы) - собирают излучение только с помощью зеркал. В наше время рефлектором чаще всего называется телескоп, сделанный по схеме Ньютона. Преимущества рефлекторов: сравнительно дешевы, компактны, превосходно подходят для наблюдений тусклых объектов далекого космоса – галактик, туманностей, звездных скоплений, дают яркие изображения с малыми искажениями. Недостатки рефлекторов: центральное экранирование и растяжки вторичного зеркала снижают контраст изображения, сравнительно долгая термостабилизация из-за массивного зеркала, зеркала не защищены от пыли и влаги, телескоп требует периодической настройки.

3) Катадиоптрические (зеркально-линзовые) – универсальные телескопы, которые собирают излучение одновременно с помощью линз и зеркал (телескопы Максутова-Кассегрена, Ричи-Кретьена, Шмидта-Кассегрена). Это компромисс первых двух оптических конструкций. Такие телескопы компактны, не имеют растяжек вторичного зеркала благодаря чему не портится дифракционная картина. Труба катадиоптрического телескопа закрыта, что предотвращает загрязнение внутренних оптических элементов. С другой стороны, такие телескопы характеризуются такими недостатками как большой фокус, долгая термостабилизация. Стекло корректора у них поглощает часть света, несколько уменьшая светопропускание.

Светосила телескопа – это важная характеристика, которая определяется отношением апертуры телескопа к его фокусному расстоянию, выраженных в одинаковых единицах измерения. Чем меньше отношение фокусного расстояния к диаметру объектива, тем выше его светосила. Светосильные телескопы нужны для осмотра небесных объектов очень слабого свечения. Чем больше светосила – тем лучше, т.е. телескоп со светосилой 1:6 лучше телескопа со светосилой 1:8.

Разрешающая способность телескопа (r) – это минимальное угловое расстояние между точечными объектами, например, звездами, которые можно различить в телескоп раздельно. Чем меньше разрешающая способность – тем лучше! Вычисляется по формуле: r=140/D, где D – это апертура в мм.

Проницающая способность телескопа (m) – это предельная звездная величина объектов, находящихся в зените, которые могут регистрироваться данным телескопом. Величина может быть как положительной, так и отрицательной (чем больше значение, тем тусклее объект). Вычисляется по упрощенной формуле: m=2,1+5*lg(D), где D – диаметр апертуры в мм. Чем больше проницающая способность – тем лучше! Например, звездная величина Луны в полнолуние составляет «−12,74», Марса «−2,91», Сатурна «−0,24», Галактика Андромеды «+3,44», Нептуна «+7,8», Проксима Центавра «+11,1»», самого яркого квазара «+12,9», самого тусклого небесного объекта снятого с Земли: «+27».