Телескопы оптической системы и их характеристики. 2

1. Телескопы оптической системы и их характеристики

1.1. Рефракторы (линзовые  телескопы)

Линзы, так или иначе, всегда используются в телескопе. Но в телескопах-рефракторах линзой является главная деталь телескопа – его объектив. Вспомним, что рефракция – это преломление. Линзовый объектив преломляет лучи света, и собирает их в точке, именуемой фокусом объектива. В этой точке строится изображение объекта изучения. Чтобы его рассмотреть используют вторую линзу – окуляр. Она размещается так, чтобы фокусы окуляра и объектива совпадали. Так как зрение у людей разное, то окуляр делают подвижным, чтобы было возможно добиться четкого изображения. Это называется настройкой резкости. Все телескопы обладают неприятными особенностями – аберрациями. Аберрации – это искажения, которые получаются при прохождении света через оптическую систему телескопа. Главные аберрации связаны с неидеальностью объектива. Линзовые телескопы (да и телескопы вообще) грешат несколькими аберрациями. Назовем лишь две из них. Первая связана с тем, что лучи разных длин волн, преломляются чуть по-разному. Из-за этого для синих лучей существует один фокус, а для красных – другой, расположенный дальше от объектива. Лучи других длин волн собираются каждый в своем месте между этими двумя фокусами. В результате мы видим окрашенные в радугу изображения объектов. Такая аберрация называется хроматической. Второй сильной аберрацией является аберрация сферическая. Она связана с тем, что объектив, поверхностью которого является часть сферы, на самом деле, не собирает все лучи в одной точке. Лучи идущие на разных расстояниях от центра объектива собираются в разных точках, из-за чего изображение получается нечетким. Этой аберрации не было бы, если бы объектив имел поверхность параболоида, но такую деталь сложно изготовить. Чтобы уменьшить аберрации изготавливают сложные, вовсе не двухлинзовые системы. Дополнительные части вводятся для исправления аберраций объектива. Есть два основных метода фокусировки световых лучей в телескопе. В первом методе лучи фокусируются стеклянным объективом, который состоит из одной или нескольких линз. Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса – выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной – диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя.

Телескоп Галилея.

В телескопе Галилея объективом служила плоско - выпуклая линза, а окуляром – плоско – вогнутая. По существу, галилеевский телескоп был прообразом современного театрального бинокля, в котором использовались двояковыпуклые и двояковогнутые линзы. В телескопе Кеплера и объектив, и окуляр были положительными двояковыпуклыми линзами.

Представим себе простейшую двояковыпуклую линзу, сферические поверхности которой имеют одинаковую кривизну. Прямая, соединяющая центры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.

Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы. Попадающий на них параллельно оптической оси пучок света они рассеивают и в фокусе такой линзы сходятся не сами лучи, а их продолжения. Потому рассеивающие линзы имеют, как говорят, Мнимый фокус и дают мнимое изображение. На (рис. 1.1) показан ход лучей в галилеевском телескопе.

Рис 1.1. Телескоп Галилея.

Так как небесные светила, практически говоря, находятся «в бесконечности», то изображения их получаются в фокальной плоскости, т.е. в плоскости, проходящей через фокус F и перпендикулярной оптической оси. Между фокусом и объективом Галилей поместил рассеивающую линзу, которая давала  мнимое, прямое и увеличенное изображение MN. Главным недостатком галилеевского телескопа было очень малое поле зрения (так называют угловой поперечник кружка тела, видимого в телескоп). Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать его очень трудно. По той же причине галилеевские телескопы после смерти их создателя в астрономии не употреблялись.

Телескоп Кеплера.

В кеплеровском телескопе (рис. 1.2) изображение CD получается действительное, увеличенное и перевернутое.

Рис. 1.2. Телескоп Кеплера.

 Последнее обстоятельство неудобно для наблюдения земных предметов, в астрономии несущественно, ведь в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа, а потому небесные тела не могут быть повернутыми телескопом «вверх ногами».

Первое из двух главных преимуществ телескопа – это увеличение угла зрения, под которым мы видим небесные объекты. Человеческий глаз способен в отдельности различать две части предмета, если угловое расстояние не меньше одной минуты дуги. Поэтому, например, на Луне невооруженный глаз различает лишь крупные детали, поперечник которых превышает 100 километров. В благоприятных условиях, когда Солнце затянуто дымкой, на его поверхности удается рассмотреть самые крупные из солнечных пятен. Никаких других подробностей невооруженный глаз на небесных телах не видит. Телескопы увеличивают угол зрения в десятки и сотни раз.

Второе преимущество телескопа по сравнению с глазом заключается в том, что телескоп собирает гораздо больше света, чем зрачок человеческого глаза, имеющий даже в полной темноте диаметр не более 8 мм. Очевидно, что количество света, собираемого телескопом, во столько раз больше, во сколько площадь объектива больше площади зрачка. Это отношение равно отношению квадратов диаметров объектива и зрачка.

Собранный телескопом свет выходит из его окуляра концентрированным световым пучком.  Наименьшее его сечение называется выходным зрачком. В сущности, выходной зрачок – это изображение объектива, создаваемое окуляром. Можно доказать, что увеличение телескопа равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Казалось бы, увеличивая фокусное расстояние объектива и уменьшая фокусное расстояние окуляра, можно достичь любых увеличений. Теоретически это так, но практически всё выглядит иначе. Во-первых, чем больше употребляемое в телескопе увеличение, тем меньше его поле зрения. Во-вторых, с ростом увеличения становятся все заметнее движения воздуха Неоднородные воздушные струи размазывают, портят изображение и иногда то, что видно при малых увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем больше увеличение, тем бледнее, тускнее изображение небесного светила (например, Луны). Иначе говоря, с ростом увеличения хотя и видно больше подробностей на Луне, Солнце и планетах, но зато уменьшается поверхностная яркость их изображений. Есть и другие препятствия, мешающие применять очень большие увеличения (например, в тысячи и десятки тысяч раз). Приходится находить некоторый оптимум, и потому даже в современных телескопах увеличения не превосходят нескольких сотен раз.

При создании телескопов со времен Галилея придерживаются следующего правила: выходной зрачок телескопа не должен быть больше зрачка наблюдателя. Легко сообразить, что в противном случае часть света, собранного объективом, будет напрасно утеряна. Очень важной величиной, характеризующей объектив телескопа, является его относительное отверстие, т.е. отношение диаметра объектива телескопа к его фокусному расстоянию. Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия телескопа. Количество же света, собираемого телескопом, зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы!). Из-за явления, именуемого в оптике дифракцией, при наблюдениях в телескопы яркие звезды кажутся небольшими дисками, окруженными несколькими концентрическими радужными кольцами. Разумеется, к настоящим дискам звезд дифракционные круги никакого отношения не имеют.

Рефракторы имеют ряд преимуществ по сравнению с другими конструкциями телескопов. Во-первых, в них не проникает пыль и влага, так как труба закрыта объективом. Во-вторых, оптические элементы рефрактора фиксируются на фабрике и не требуют юстировки — тонкой настройки оптической системы. В-третьих, в отличие от других систем, в рефракторах нет экранирования объектива, которое уменьшает количество собираемого света и искажает дифракционную картину. В результате получается высококонтрастное, с прекрасным разрешением изображение, идеально подходящее для наблюдений Луны и планет.

1.2. Рефлекторы (зеркальные телескопы)

Второй способ фокусировки света — отражение входящих лучей вогнутой зеркальной поверхностью. Так устроены телескопы, называемые рефлекторами. Наиболее распространенные на сегодняшний день рефлекторы называют рефлекторами Ньютона, потому что первым такую конструкцию создал Исаак Ньютон (рис. 1.3).

Рис. 1.3. Рефлектор Ньютона.

Зеркало представляет собой стеклянный диск, одна из сторон которого имеет сферическую или параболическую форму и покрыта отражающим слоем. При этом окрашивания предметов, как в рефракторе, не происходит, т.к. попадающий в телескоп свет не проходит через стекло, а отражается от зеркальной поверхности объектива. Наиболее просты в производстве зеркала сферической формы. Однако если сделать такое зеркало достаточно светосильным (f/7 и менее), лучи с его краев и лучи из центра будут сходиться в разных точках, что приведет к падению четкости изображения. Чтобы устранить этот дефект, называемый сферической аберрацией, поверхность зеркала делают параболической.

Поскольку собранный главным зеркалом свет отражается обратно, его нужно перенаправить, чтобы вывести из трубы. Это делается с помощью небольшого плоского зеркала эллиптической формы (называемого вторичным), расположенного под углом в 45 градусов к оптической оси главного зеркала. К сожалению, вторичное зеркало и система его крепления неизбежно будут экранировать главное зеркало, уменьшая количество собираемого им света и снижая общий контраст изображения.

Идея создания зеркального телескопа, или рефлектора была высказана при жизни Галилея Н. Цукки (1616 г.) и М. Мерсеном (1638 г.). Однако они, как позже Д. Грегори(1663 г.) и Г. Кассегрен (1672 г.) предложили лишь теоретические схемы этих телескопов, но ни один образец изготовлен не был. В 1663 году Грегори создал новую схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало. Основная аберрация линзовых объективов – хроматическая – полностью отсутствует в зеркальном телескопе.

 В 1664 году Роберт Гук изготовил  рефлектор по схеме Грегори, но  качество телескопа оставляло  желать лучшего. Лишь в 1668 году  Исаак Ньютон, наконец, построил первый действующий рефлектор. Этот крошечный телескоп по размерам уступал даже галилеевским трубам. Главное вогнутое сферическое зеркало из полированной зеркальной бронзы имело в поперечнике всего 2.5 см., а его фокусное расстояние составляло 6.5 см. Лучи от главного зеркала отражались небольшим плоским зеркалом в боковой окуляр, представлявший собой плоско-выпуклую линзу. Первоначально рефлектор Ньютона увеличивал в 41 раз, но, поменяв окуляр и, снизив увеличение до 25 раз, ученый нашел, что небесные светила при этом выглядят ярче и наблюдать их удобнее.

В 1671 году Ньютон соорудил второй рефлектор (рис. 1.4) , чуть больше первого (диаметр главного зеркала был равен 3.4 см. при фокусном расстоянии 16 см.). Система Ньютона получилась весьма удобной, и она успешно применяется до сих пор.

Рис.1.4. Ход лучей в рефлекторе системы Ньютона

Если вогнутое эллипсоидальное зеркало заменить выпуклым гиперболическим, получаем систему Кассенгрена (рис.1.5). Так как гиперболическое  зеркало встречает лучи, отраженные главным зеркалом до фокуса, кассенгреновские рефлекторы короткие, практичные, что удобно для некоторых астрофизических наблюдений.

Рис.1.5. Ход лучей в рефлекторе системы Кассегрена

Вследствие того, что для изготовления рефлектора требуется отполировать всего две оптические поверхности (главное и вторичное зеркала), причем качество каждой из них можно проконтролировать отдельно, производство телескопов этой системы является наиболее дешевым, по сравнению с телескопами других конструкций. Рефлекторы обладают значительными преимуществами по сравнению с рефракторами. Параболическое зеркало изготовить не так просто, но все же гораздо легче, чем линзовый объектив, хотя бы потому, что у него одна поверхность, а у объектива - четыре. При изготовлении объектива предъявляют очень высокие требования к качеству оптического стекла. Для рефлектора качество стекла почти безразлично. Многие любители собственноручно изготовили для себя параболические зеркала из стеклянных дисков от иллюминаторов и с успехом применяют их для наблюдений. Рефлектор не обладает хроматической аберрацией и передает цвета небесных тел без искажений. Если же главному зеркалу придать форму параболоида вращения, то можно теоретически свести к нулю сферическую аберрацию (во всяком случае, для лучей, падающих на главное зеркало параллельно его оптической оси). Изготовление зеркал – дело более легкое, чем шлифовка огромных линзовых объективов, и это также предрешило успех рефлекторов. Из-за отсутствия хроматических аберраций рефлекторы можно делать очень светосильными (до 1:3), что совершенно немыслимо для рефракторов. При изготовлении рефлекторы обходятся гораздо дешевле, чем равные по диаметру рефракторы.

Есть, конечно,  недостатки и у зеркальных телескопов - необходимость периодически производить юстировку (настройку) его оптических элементов. Их трубы открыты, и токи воздуха внутри трубы создают неоднородности, портящие изображение. Отражающие поверхности зеркал сравнительно быстро тускнеют и нуждаются в восстановлении. Для отличных изображений требуется почти идеальная форма зеркал, что трудно исполнить, так как в процессе работы форма зеркал слегка меняется от механических нагрузок и колебаний температуры. И все-таки рефлекторы оказались наиболее перспективным видом телескопов.

Другой недостаток - сферическая аберрация. Только те лучи, которые параллельны главной оптической оси рефлектора, собираются в его главном фокусе в точку. Если же лучи не параллельны главной оптической оси, возникают сильные искажения изображений, гораздо более сильные, чем у рефрактора. Поэтому поле зрения, свободное от искажений, составляет всего несколько минут.

Так же поверхность зеркала надо серебрить или аллюминировать, а этот слой с течением времени тускнеет и его надо возобновлять. Поэтому в последнее время находят все большее применение комбинированные телескопы более сложных систем.

1.3. Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы

Третья  группа  телескопов,  называемых  катадиоптрическими (зеркально-линзовыми),  представляет  собой  гибрид  двух предыдущих систем — для того чтобы управлять ходом лучей в них используются и линзы, и  зеркала. Примерами  таких инструментов являются  катадиоптрические  телескопы  Ньютона,  телескопы Шмидт-Кассегрена и Максутова-Кассегрена.[8]

Катадиоптрический  рефлектор  Ньютона (рис.1.6) — это  классический рефлектор,  в  который  добавлена  корректирующая  линза,расположенная на пути световых лучей перед точкой фокуса.

Рис.1.6. Катодиоптрический рефлектор Ньютона.

Этот корректор увеличивает эффективное фокусное расстояние зеркала.  Катадиоптрические рефлекторы более компактны и меньше подвержены колебаниям от ветра, чем простые Ньютоны, но имеют большее экранирование и могут быть более сложными в юстировке.

В телескопах Шмидт-Кассегрена (рис.1.7) световые лучи вначале проходят через тонкую асферическую пластину, подобранную таким образом, чтобы  она  исправляла  сферическую аберрацию главного зеркала. Отразившись от главного, а затем и вторичного зеркала, лучи вновь отправляются в сторону главного зеркала и выходят из трубы через отверстие в нем. Прямо за этим отверстием устанавливается окуляр или  диагональное  зеркало.

Рис.1.7. Телескоп Максутова-Кассегрена

Фокусировка осуществляется перемещением  окуляра  или  главного (вторичного) зеркала.

Телескопы Максутова-Кассегрена схожи с телескопами Шмидта-Кассегрена, только вместо корректирующей пластины Шмидта в них используется выпукло-вогнутая линза (мениск), обе поверхности которой имеют сферическую форму. Роль вторичного зеркала в этих телескопах играет небольшой центральный "пятачок", расположенный с внутренней стороны мениска и покрытый отражающим материалом. Проходя через мениск, свет попадает на главное зеркало, отражается от него, попадает на зеркальный "пятачок" на внутренней стороне мениска, вновь отражается и, так же как и в телескопах Шмидта-Кассегрена, выходит из трубы через отверстие в главном зеркале. Такая конструкция проще в изготовлении по сравнению с телескопами Шмидта-Кассегрена, но имеет больший вес за счет более тяжелого мениска.

1.4. Основные характеристики оптических телескопов

К основным характеристикам оптических телескопов можно отнести: светосила, угловое увеличение, оптическая мощь, разрешающая сила и так далее.

Светосила. Этот параметр характеризуется отношением диаметра объектива к его фокусному расстоянию . Эта величина называется относительным отверстием и записывается в виде дроби: 1:5, 1:7, 1:10, 1:15... В англоязычной литературе чаще используется обратная величина – относительное фокусное расстояние (f/D), которое также записывается в виде дроби: f/5, f/7, f/10, f/15... Чем больше относительное отверстие объектива телескопа (или наоборот: чем меньше отношение фокусного расстояния к диаметру объектива), тем выше его светосила.

Светосила телескопа, прежде всего, важна для определения его пригодности для фотографических целей — более светосильный инструмент позволит делать более короткие выдержки при фотографировании слабых астрономических объектов. Другим плюсом светосильных инструментов является большая компактность по сравнению с обычными инструментами (за счет более короткого фокуса), кроме того, они более приспособлены для наблюдений с малыми увеличениями (по той же причине). С другой стороны, светосильные инструменты сложнее в изготовлении и юстировке, и они в большей мере подвержены влиянию различных оптических аберраций.

Диапазон увеличений

Некоторые производители оптики в рекламе своей продукции указывают очень большие увеличения, с которыми якобы позволяют наблюдать предлагаемые ими телескопы (например, для скромного 60-мм рефрактора может быть приведено увеличение 500 крат и более). Разумеется, подобрав соответствующий короткофокусный окуляр, такое увеличение получить можно (и даже на телескопе с меньшей апертурой), но на практике это не имеет смысла: изображение в окуляре будет настолько тусклым и размытым, что в нем будет видно даже меньше деталей, чем при наблюдении с небольшими и средними увеличениями!

Есть простое правило, позволяющее оценить максимальное полезное увеличение телескопа: оно равно удвоенному значению диаметра объектива в миллиметрах (т.е. всего 120 крат для 60-мм инструмента). Дальнейший рост увеличения не даст выигрыша, т.к. новых деталей вы, скорее всего, не увидите, а общая яркость изображения значительно снизится. Однако следует помнить, что при особо благоприятных погодных условиях или для некоторых видов наблюдений (например, при разрешении тесных двойных звезд) можно с успехом использовать увеличения, превышающие "двойной предел", так что данное правило не является строгим. С другой стороны, неспокойствие атмосферы редко дает возможность проводить комфортные наблюдения с увеличением более 300 крат.

Нижний предел увеличения определяется диаметром выходного зрачка телескопа: он не должен превышать размер адаптировавшегося к темноте (т.е. полностью раскрывшегося) зрачка глаза наблюдателя, в противном случае часть собранного телескопом света не попадет в глаз и будет потеряна. Максимальный диаметр зрачка глаза наблюдателя обычно составляет 5-7 мм, поэтому с хорошим приближением можно считать, что минимальное полезное увеличение телескопа равно диаметру его объектива в миллиметрах, деленному на шесть (10 крат для 60-мм инструмента).

Разрешающая сила

Этот параметр характеризует способность телескопа различать мелкие детали у протяженных объектов (например, на дисках Луны и планет) и разделять близко расположенные точечные объекты — звезды. Разрешение напрямую зависит от диаметра объектива телескопа: если апертуру увеличить вдвое, то разрешающая сила также увеличится в два раза.

Второй фактор, влияющий на разрешение — это качество линз и зеркальных поверхностей. Ошибки изготовления оптики, неправильная сборка и юстировка, дефекты стекла, царапины, пыль и грязь на поверхности оптических элементов — все это становится источником ухудшения разрешающей силы телескопа.

При наблюдениях протяженных объектов, таких как Луна и планеты, вместе с увеличением телескопа растет видимый размер изображения. В отличие от них, точечные объекты (звезды) при больших увеличениях принимают вид дисков, окруженных несколькими концентрическими кольцами уменьшающейся яркости. Подобная картина, именуемая дифракционной, обусловлена волновой природой света. Диаметр центрального диска, называемого кружком Эри, обратно пропорционален апертуре телескопа.

Поскольку настоящее изображение звезды тонет в кружке Эри, на практике разделение тесной двойной звезды сводится к рассматриванию дифракционной картины системы в попытках различить диски Эри двух тесно расположенных звезд. Если принять, что оба компонента двойной системы имеют одинаковый блеск, то минимальное угловое расстояние (в секундах дуги), на котором эти звезды все еще можно будет разделить в данный телескоп, рассчитывается по формуле: 116"/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Эта формула разрешающей силы называется пределом Дауэса, по фамилии английского астронома, получившего ее в XIX веке.

Проницающая способность телескопа характеризуется предельной звездной величиной слабейших звезд, которые можно увидеть в данный инструмент в условиях идеально темного неба. Предельную звездную величину (m) для телескопа, диаметр объектива которого равен D в миллиметрах, можно приблизительно оценить по следующей формуле: m = 2,5 + 5 lg D.

Просветление оптики позволяет повысить проницающую способность телескопа, тогда как пыль и грязь на оптике — понижает ее. Теоретические значения проницающей способности для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Монтировка астрономического телескопа - важная часть конструкции, так как наблюдатель должен иметь возможность легко направлять телескоп в заданную точку неба и поддерживать его ориентацию при вращении Земли, отслеживая видимое движение объекта по небу. Небольшие любительские телескопы и современные управляемые компьютером телескопы используют альтазимутальную монтировку. До появления компьютерного управления наиболее распространенной была экваториальная монтировка. Экваториальную установку имеют многие из работающих в настоящее время телескопов, причем эта система остается популярной и для любительских инструментов

Экваториальная монтировка - способ установки телескопа, при котором инструмент может вращаться вокруг полярной оси, параллельной оси вращения Земли, и оси склонения, перпендикулярной полярной оси. Вращение вокруг этих двух осей обеспечивает независимое задание обеих экваториальных координат. Движение вокруг полярной оси изменяет прямое восхождение; движение вокруг другой оси - склонение.

Экваториальная монтировка имеет определенные преимущества: чтобы скомпенсировать видимое движение неба, вызываемое вращением Земли, достаточно поворачивать телескоп только вокруг одной из двух осей (полярной). Однажды наведенный на точку небесной сферы с нужным склонением, телескоп уже не требует дополнительной корректировки. Поэтому в течение многих лет все телескопы сколько-нибудь значительного размера проектировались исключительно с экваториальной монтировкой. Однако развитие компьютерного управления позволило осуществлять наведение и управление даже очень большими телескопами при более простой альтазимутальной монтировке. Тем не менее экваториальная монтировка остается популярной и до сих пор достаточно широко применяется на практике.

Чтобы обеспечить адекватную поддержку и свободу движения для телескопов различных размеров и типов, были разработаны различные виды экваториальной монтировки. К основным вариантам установки относятся немецкая, английская, рамочная, подковообразная и вилочная. Поскольку полярная ось должна быть параллельна земной оси (т.е. направлена в точку северного полюса мира), каждая конструкция экваториальной монтировки подходит только для той широты, для которой она была разработана

Кроме того, телескопы имеют различные дефекты, искажения.

Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические. Физическая аберрация – хроматическая. Геометрические аберрации – сферическая, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия.

Хроматическая аберрация создает радужный ореол вокруг звезды. Хроматическая аберрация характерна для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор радужных колец. Уже первые телескопы Галилея имели сильную хроматическую аберрацию. Первым, кто решил «избавиться» от хроматической аберрации, был Ньютон. Сначала он решил попробовать в телескопах две линзы, имеющие отрицательную и положительную оптическую силы, но не смог создать телескопа, свободного от хроматической аберрации. Именно поэтому Ньютон стал делать телескопы с вогнутыми зеркалами. Оптические системы, в которых хроматическая аберрация устранена в объективах, изготовленных из стекол с различными коэффициентами преломления, называются ахроматами. Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах. Сферическая аберрация возникает из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива, падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть – дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид. В рефракторах сферическая аберрация совместно с хроматической аберрацией устраняется подбором линз. В рефлекторах зеркалу придают не сферическую, а параболическую форму. Система, в которой сферическая аберрация исправлена, называется стигматичной.

Сферическая аберрация исправляется приданием зеркалу параболической формы.

Кома – внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом – отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива. Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической.

Астигматизм проявляется в вытягивании круглых дифракционных колец в эллипсы, ориентация которых меняется на 90° при прохождении точки фокуса. Часто астигматизм возникает вследствие плохой юстировки телескопа, пережатого главного или вторичного зеркала, а также из-за отклонений формы вторичного зеркала от плоскости.

 Дисторсия связана с искажением масштабов изображения. Изображение звезды собирается в одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими.