Ι. Κολιόπουλου
© 1986
===========
Οἱ ἀριθμητικές δυνατότητες ἑνός τηλεσκοπίου εἶναι :
α) ἡ διάμετρος (Δ) τοῦ ἀντικειμενικοῦ φακοῦ γιά τά
διοπτρικά τηλεσκόπια ἤ ἡ διάμετρος τοῦ πρωτεύοντος κατόπτρου στά
κατοπτρικά. Εἶναι ἡ σπουδαιοτέρα παράμετρος, γιατί ὅσο μεγαλυτέρα εἶναι,
τόσο μεγαλύτερο ποσό φωτός (ἀνάλογο τοῦ τετραγώνου τῆς διαμέτρου)
συλλέγεται στό τηλεσκόπιό μας, ἑπομένως βλέπωμε ἀμυδρότερα ἀντικείμενα.
Παραδοσιακά, ἡ διάμετρος μετρεῖται σε ἴντσες (1 ἀγγλική ἴντσα= 2,54
ἑκατ.).
Ἔτσι εὔκολα κατανοοῦμε τό κατά πόσον ἕνα τηλεσκόπιο εἶναι ἰσχυρότερο
ἑνός ἄλλου, συγκρίνοντας τά τετράγωνα τῶν διαμέτρων τῶν ἀντικειμενικῶν
των. Π.χ τηλεσκόπιο διαμέτρου 35 cm εἶναι 3 φορές ἰσχυρότερο ἀπό ἕνα
ἄλλο μέ διάμετρο 20 cm καθ’ ὅτι ἰσχύει
35 Χ 35 /20 Χ 20 Χ 230=1225/400= 3,0625. (1)
Ἑπίσης κατά περίπτωση, τά δύο αὐτά τηλεσκόπια διακρίνουν ἀστέρες 14,8
ὁπτικοῦ μεγέθους (m) τό πρῶτο καί 13,6 τό δεύτερο, βάσει τῆς μαθηματικῆς
σχέσεως
m = 7,1 + 5 λογΔ , τό Δ σέ cm. (2)
Ἡ ἀνωτέρω σχέσις ἰσχύει γιά φακούς διαμέτρου ≤ 100 cm καί σε κάτοπτρα
διαμέτρου ≥ 400 cm , πάντα σέ συνάρτηση μέ τήν ποιότητα κατασκευῆς.
Στά διοπτρικά τηλεσκόπια ἕνα πρόβλημα ἀνακύπτει μέ τήν ἀναγκαστική αὔξηση τοῦ πάχους τοῦ φακοῦ ὅταν αὐξάνεται ἡ διάμετρός του.
Μεγέθυνσις τηλεσκοπίου ὀνομάζεται ἡ δυνατότης πού
ἔχει ἕνα τηλεσκόπιο νά παρουσιάζη ἕνα παρατηρούμενο ἀντικείμενο
μεγαλύτερο απ΄ ὅσο φαίνεται μέ γυμνό ὀφθαλμό. Τό ὄριο τῆς ὠφελίμου
μεγεθύνσεως ἑνός τηλεσκοπίου ἐξαρτᾶται ἀπό τήν διάμετρο τοῦ
αντικειμενικού : τό ὅριο εἶναι σχεδόν τό διπλάσιο τῆς διαμέτρου σε
χιλιοστά. Παράδειγμα: Τηλεσκόπιο μέ ἀντικειμενικό φακό διαμέτρου 100
χιλιοστών ἔχει ὅριο ὠφελίμου μεγεθύνσεως περίπου 200. Ἡ μεγέθυνσις
δεδομένου τηλεσκοπίου διακρίνεται σέ γραμμική καί ἐπιφανειακή.
Γραμμική μεγέθυνσις ὀνομάζεται ὁ ἀριθμός ὁ ὁποῖος φανερώνει πόσες φορές ἡ φαινομένη διάμετρος τοῦ ἀντικειμένου καθίσταται μεγαλύτερη.
Ἐπιφανειακή μεγέθυνσις ὀνομάζεται ὁ ἀριθμός ὁ ὁποῖος φανερώνει πόσες φορές ἡ φαινομένη ἐπιφάνεια τοῦ ἀντικειμένου καθίσταται μεγαλύτερη.
Ἡ ἐπιφανειακή μεγέθυνσις ἰσοῦται πρός τό τετράγωνο τῆς γραμμικῆς, π.χ.
ἄν ἕνα προσοφθάλμιο μεγεθύνει γραμμικά 10 φορές, ἡ ἐπιφανειακή
μεγέθυνσις εἶναι 100πλάσια.
Όπτικό πεδίο τηλεσκοπίου ὀνομάζεται τό τμῆμα ἐκεῖνο
τοῦ οὐρανοῦ τό ὁποῖο φαίνεται στόν προσοφθάλμιο. Τό όπτικό πεδίο ἑνός
τηλεσκοπίου εἶναι ἀντιστρόφως ἀνάλογο τῆς μεγεθύνσεως. Ἐπί παραδείγματι,
ἐάν διπλασιασθῆ ἡ μεγέθυνσις, τό όπτικό πεδίο περιορίζεται στό μισό.
Πρακτικά τό εὗρος τοῦ όπτικοῦ πεδίου εὑρίσκεται ἐάν διαιρεθῆ ὁ ἀριθμός
τῶν 30 μοιρών διά τῆς μεγεθύνσεως. Ἐάν ἡ μεγέθυνσις εἶναι 30 φορές, τότε
τό όπτικό πεδίο περιορίζεται σέ 1 μοῖρα. Συνεπῶς τότε δύναται νά
συμπεριλάβη π.χ ὅλον τόν δῖσκο τῆς Σελήνης διαμέτρου μισῆς μοῖρας . Ἐάν
ὅμως ἡ μεγέθυνσις ἰσοῦται πρός 100, τότε τό όπτικό πεδίο περιορίζεται
εἰς 30:100 = 0,3 τῆς μοίρας, (18 ΄τόξου). Περίπτωσις ὅπου περικλείεται
μέσα στό όπτικό πεδίο ἕνα τμῆμα τῆς Σελήνης. λίγο μεγαλύτερο του μισού,
του δίσκου της.
β) Ἡ ἑστιακή ἀπόστασις (focal length ἤ F.L).
Καλεῖται ἡ ἀπόστασις τοῦ ἀντικειμενικοῦ φακοῦ (γιά τά διοπτρικά
τηλεσκόπια) ἤ τοῦ πρωτεύοντος κατόπτρου (γιά τά κατοπτρικά) μέχρι τοῦ
προσοφθαλμίου φακοῦ (occular).
γ) Τό σύστημα προσοφθαλμίων φακῶν. Διαιρῶντας τήν
ἀναφερθεῖσα ἑστιακή ἀπόσταση μέ τήν ἑστιακή ἀπόσταση τοῦ προσοφθαλμίου
εὑρίσκωμε ἕνα πηλῖκον τό ὁποίο μᾶς δίδει τόν ἀριθμό τῶν μεγεθύνσεων τοῦ
τηλεσκοπίου μας. Οἱ προσοφθάλμιοι εἶναι ἕνα κυλινδρικό σύστημα μικρῶν
φακῶν μῆκους 4 -10 cm μέ διαφορετικές ἑστιακές ἀποστάσεις (συνήθως ἀπό
3,5 mm – 80 mm ). Ἀναλόγως τοῦ τύπου ὁ κύλινδρος περιέχει ἀπό 1 -7
φακούς.
Μέ 1 φακό Tolles, Kepler Μέ 5 φακούς Tank, Plossl
2 φακούς Ramsden 6 “ Erfle, Abbe
3 ¨ Achromatic,Kellner 7 “ Nagler
4 ¨ Orthoscopic
Τά προσοφθάλμια ἔχουν κάποια ὁρισμένη ἑστιακή ἀπόσταση. Ὅσο μικρότερη
εἶναι, τόσο μεγαλύτερη μεγέθυνσις ἐπιτυγχάνεται. Ἐναλλάσοντας σέ ἕνα
τηλεσκόπιο διαφόρους προσοφθαλμίους, αὐξομοιώνουμε τόν ἀριθμό τῶν
ὠφελίμων μεγεθύνσεων. Ἡ αὔξησις ὅμως τῶν μεγεθύνσεων ἐπηρεάζει τό εὗρος
τοῦ ὁπτικοῦ πεδίου μικραίνοντάς το μαζί μέ ἀσάφειες τοῦ εἰδώλου
συναρτήσει τοῦ καθαροῦ ἀνοίγματος καί τοῦ μήκους τοῦ προσοφθαλμίου. Ἡ
κατωτέρω σχέσις δίδει τήν γωνιώδη διάμετρο (σέ μοῖρες) τοῦ
προσοφθαλμίου.
ωο = Δ . mm / FL (3)
ὅπου Δ διάμετρος ἀντικειμενικοῦ σέ cm, mm ἡ ἑστιακή ἀπόστασις τοῦ
προσοφθαλμίου σέ mm καί FL ἡ ἑστιακή ἀπόστασις τοῦ τηλεσκοπίου σέ mm.
δ) Ὁ ἑστιακός λόγος (f/) Εἶναι τό πηλῖκον τῆς
διαιρέσεως τῆς ἑστιακῆς ἀποστάσεως FL τοῦ τηλεσκοπίου πρός τήν διάμετρο Δ
τοῦ ἀντικειμενικοῦ. Μεταβάλλεται σέ κάθε ἀλλαγή προσοφθαλμίου
ἐπηρεάζοντας ἄμεσα τήν φωτογραφική ταχύτητα. Σέ κάθε αὔξηση τοῦ (f/), θά
πρέπει πολλαπλασίως νά αὐξηθῆ ὀ χρόνος ἐκθέσεως τῶν φωτογραφιῶν.
ε) Ὅριο Dawes (Dawes Limit) Διετυπώθη ἀπό τόν
Βρεττανό W.Daves τόν 19ον αἰῶνα. Ἐκφράζει τήν διαχωριστική ἱκανότητα τοῦ
τηλεσκοπίου μας δηλ. τό κατά πόσον ἕνας οὐράνιος στόχος δύναται νά φανῆ
ὄχι σάν στῖγμα ἀλλά ὡς ὄγκος δεδομένης τῆς ἀποστάσεώς του. Ἀκόμη πιό
κατανοητά, τό ὅριο Daves εἶναι ὁ βαθμός τῆς ἱκανότητος τοῦ τηλεσκοπίου
προκειμένου νά διαχωρίση ἕναν διπλό ἀστέρα ὅπου αὐτός φαίνεται ἕνας, σέ
δύο συνιστῶντες. Ἤ τίς διαστάσεις ἑνός ἀντικειμένου π.χ στήν Σελήνη.
Τό ὅριο Daves (ω΄΄) ὑπολογίζεται σέ δευτ. τόξου , ἐξάγεται δέ ἀπό τήν σχέση
ω΄΄=11,5824/Δ (4)
Ὅπως κατανοοῦμε, ὁ διαχωρισμός εἶναι εὐθέως ἀνάλογος τῆς διαμέτρου
τοῦ ἀντικειμενικοῦ. Μειώνεται δέ, ἐπί τά χείρω ἀπό τίς ἀτμοσφαιρικές
συνθῆκες.
Δύο εἶναι οἱ κύριες κατηγορίες τῶν τηλεσκοπίων, τά διοπτρικά καί τά κατοπτρικά.
α) Διοπτρικά τηλεσκόπια. Ἀποτελοῦνται ἀπό ἕναν
μακρόστενο σωλῆνα ὅπου στό ἕνα ἄκρο (πρός τόν οὐρανό) εἶναι
τοποθετημένος ἕνας ἀμφίκυρτος φακός (ἀντικειμενικός φακός). Στό ἄλλο
ἄκρο, τό μικρότερο ὑπάρχει ὁ προσοφθάλμιος φακός ἀπό τόν ὁποίο ὁ
παρατηρητής κοιτᾶ μεγενθυμένα τά ὑπό σκόπευση οὐράνια σώματα.
Γιά τήν ἱστορία, οἱ φακοί ἐφαρμόσθησαν γιά πρώτη φορά τόν 13ον μ.Χ
αἰῶνα στήν Ἀγγλία ἀπό τόν Roger Bacon, ἐνῶ δύο αἰῶνες ἀργότερα τό ἔτος
1590 στην Ὀλλανδία ὁ ἑλληνικῆς καταγωγῆς Ζαχαρίας Ἰωαννίδης συνθέτοντας
ἕναν διπλό ἀμφίκοιλο μέ ἕναν διπλό ἀμφίκυρτο φακό ἐφῆυρε τό πρῶτο
μικροσκόπιο.
Τό πρῶτο τηλεσκόπιο συναρμολογήθηκε τό ἔτος 1608 ἀπό τόν Δανό Lippershey
καί ἡ πρώτη ἀστρονομική του χρῆσις ἔγινε τό ἔτος 1609 ἀπό τόν Ἰταλό
Γαλιλαῖο Γαλιλέι.
1)Ἁπλᾶ ἤ τηλεσκόπια τοῦ Γαλιλαῖου ἤ Ὀλλανδικές
διόπτρες. Τό τηλεσκόπιο τοῦ Ἰταλοῦ ἐπιστήμονος εἶχε ἕναν ἀμφίκυρτο
ἀντικειμενικό φακό μικρῆς διαμέτρου Δ=3 cm. Ὁ προσοφθάλμιος φακός 40 mm
σε σχέση μέ τήν ἐστιακή ἀπόσταση 120 cm ἔδιδε 30 μεγενθύνσεις σέ ὀπτικό
πεδίο μόλις 7΄,15΄΄. Τό εἴδωλο παρουσιάζεται ὀρθό,ἀσαφές καί
συγκεχυμένο.
2) Ἀστρονομική διόπτρα τοῦ Κέπλερ. Το ἔτος 1611 ὁ Ἰωάννης
Κέπλερ ἐργαζόμενος στά πρότυπα τοῦ Γαλιλαῖου ἐπέφερε βελτιώσεις (κοῖλος
ἀντικειμενικός φακός μέ κοῖλο προσοφθάλμιο), ὅσον ἀφορᾶ τό μεγαλύτερο
εὖρος τοῦ ὀπτικοῦ πεδίου καί μεγαλύτερο ἀριθμό
Τό τηλεσκόπιο τοῦ Ἰωάννου Ἑβελίου εἶχε ἐστιακή ἀπόσταση 45 μέτρων ! καί τό εἴδωλο παρουσιάζεται ἀνεστραμμένο.
μεγεθύνσεων οἱ ὁποίες
ὅμως ἀπαιτοῦσαν μεγάλες ἑστιακές ἀποστάσεις.
Ἔτσι, τά πρῶτα τηλεσκόπια ἐκτός ἀπό τήν πολύ μικρή των διακριτικότητα
παρουσίαζαν καί μεγάλες ἀσάφειες τοῦ εἰδώλου (σφαιρική ἀποπλάνησις) ἀπό
τίς ἀτελεῖς κατασκευές τῶν φακῶν των. Δύο δεκαετίες μετά, ἐπῆλθε στούς
φακούς κάποια βελτίωσις ἀπό τόν Γάλλο Καρτέσιο. Ἕνα ἄλλο πρόβλημα εἶχε
νά κάνει μέ τίς ἐκτροπές τῶν φωτεινῶν ἀκτίνων ὅπως αὐτές συλλέγονται ἀπό
τόν ἀντικειμενικό φακό στίς μεγαλύτερες συχνότητες τοῦ ὁρατοῦ φάσματος,
γνωστή ὡς χρωματική ἀποπλάνησις. Ἡ λύσις τοῦ προβλήματος αὐτοῦ δόθηκε
μέ ἕνα ζεῦγος ἀντικενικῶν φακῶν (ἀμφίκυρτου καί κοιλόκυρτου μέ τέλεια
ἐπαφή ἀπό τόν Ἄγγλο Chester Moore (1733).
Ἀργότερα ἐπῆλθαν πρόσθετες βελτιώσεις ἀπό τόν Peter Dolland (1765, τριπλό σύστημα ἀντικενικῶν).
Τά διοπτρικά τηλεσκόπια ὑπερτεροῦν τῶν κατοπτρικών εἰς τά ἐξῆς σημεῖα
α) Εἶναι φωτεινώτερα
β) Παρέχουν μεγάλη εὐκρίνεια τῶν εἰδώλων
γ) Δέν παρουσιάζουν ἀνάγκη ἐπαργυρώσεως, ἡ ὁποία ἐπιβάλλεται στά
κάτοπτρα κατά συχνά διαστήματα καί ἡ ἐπιτυχία τῆς ὁποίας παρουσιάζει
πολλές δυσκολίες. Ὡς υνέπεια τῶν λόγων αὐτών εἶναι νά προτιμῶνται τά
διοπτρικά.
2) Κατοπρικά τηλεσκόπια. Στά Κατοπρικά τηλεσκόπια ὁ
ἀντικειμενικός φακός εἶναι ἕνα κοῖλο κάτοπτρο τό ὁποίο ἐστιάζει καί
ἀντανακλᾶ τίς φωτεινές ἀκτῖνες οἱ ὁποίες τελικά ὁδηγοῦνται μέ διάφορες
κατασκευαστικές παραλλαγές στόν προσοφθάλμιο φακό. Ὁ προσοφθάλμιος εἶναι
δυνατόν νά εὐρίσκεται σέ διαφορετικά μέρη τοῦ σωλῆνος ἀνάλογα μἐ τό
εἴδος τοῦ τηλεσκοπίου. Διακρίνωμε τίς ἐξῆς κατηγορίες κατοπτρικῶν
τηλεσκοπίων.
1) GREGORIAN. Τό πρῶτο στήν ἱστορία κατοπτρικό
τηλεσκόπιο κατασκευάσθηκε τό ἔτος 1663 ἀπό τόν Ἄγγλο Gregory James. Τό
πρωτεῦον κάτοπτρο ἔχει παραβολική μορφή. Οἱ φωτεινές ἀκτῖνες ἀνακλῶνται
ἐμπρός ὅπου καί ἑστιάζονται σε μικρό καί ἐλλειψοειδές δευτερεῦον κοῖλο
κάτοπτρο πού εἶναι τοποθετημένο μέσα στόν σωλῆνα. Μετά ἀπό τήν ἐκ νέου
ἀνἀκλασή των πρός τόν ὀφθαλμό, οἱ φωτεινές ἀκτῖνες θά συγκεντρωθοῦν στόν
προσοφθάλμιο. Ὅπως φαίνεται στό σχῆμα, ἕνας διαμπερής σωλῆνας τρυπᾶ τό
πρωτεῦον κάτοπτρο, συνεπῶς παρουσιάζει ὁμοιότητα μέ τά διοπτρικά
τηλεσκόπια. Παραδόξως τό εἴδωλο παρουσιάζεται ὀρθό σέ ἀντιστρεπτό
σύστημα προσοφθαλμίου ἐπειδή οἱ φωτεινές ἀκτῖνες ἔχουν ἤδη ἑστιασθῆ
προτοῦ φθάσουν στό δευτερεῦον κάτοπτρο. Ὁ ἑστιακός λόγος ( f )
κυμαίνεται ἀπό f /12 – f /20.
2) NEWTONIAN. Ὁ πολύς Ἄγγλος σέρ Ίσαάκ Νεύτων
κατεσκεύασε τό ἔτος 1669 κατοπτρικό τηλεσκόπιο, τό μοντέλο τοῦ ὁποίου
εἶναι πολύ διαδεδομένο σήμερα. Άπό τά πλέον στενόμακρα σέ μῆκος, ὁ
ἑστιακός λόγος κυμαίνεται ἀπό f /4 – f /8 συνήθως. Ἐκεῖνο μέ έστιακή
ἀπόσταση (F.L) =20 cm καί διάμετρο κατόπτρου (Δ)=5 cm εἶχε f /4 . Τό
πρωτεῦον κάτοπτρο εἶναι παραβολοειδές. Στό σημεῖο ἑστιάσεως, τό
δευτερεῦον κάτοπτρο εἶναι ἐπίπεδο ὑπό γωνίαν 90ο, ὅπου τελικῶς οἱ
φωτεινές ἀκτῖνες καταλήγουν στόν προσοφθάλμιο.
3) CASSEGRAIN. Ὁ Γάλλος N. Cassegrain ἐπενόησε τό
ἔτος 1671 ἕναν τῦπο κατοπτρικοῦ τηλεσκοπίου μορφῆς βαρελιοῦ ὁ ὁποίος
εἶναι σήμερα πολύ διαδεδομένος στά σύγχρονα ἐρασιτεχνικά τηλεσκόπια.
Ὁμοιάζει κατ’ ἀρχάς μέ τό Gregorian στό ὅτι ὁ προσοφθάλμιος εὑρίσκεται
στό πῖσω κεντρικό μέρος μαζί μέ τό πρωτεῦον κάτοπτρο. Ἀκολούθως οἱ
συγκλίνουσες φωτεινές ἀκτῖνες ἀνακλῶνται ἐκ νέου ἀπό ἕνα δευτερεῦον
κυρτό κάτοπτρο καί ἀποστέλλονται τελικῶς στόν προσοφθάλμιο. Ἡ ἑστιακή
ἀπόστασις (FL) τοῦ τηλεσκοπίου ὑπολογίζεται ὡς τό
γινόμενον τοῦ ἑστιακοῦ λόγου (f/) τοῦ πρωτεῦοντος ἐπί τόν f/ τοῦ
δευτερεύοντος κατόπτρου. Ὑπάρχουν οἱ ἐξῆς μορφές τηλεσκοπίων Cassegrain
1. Κλασσικό. Τό δευτερεῦον κάτοπτρο ὡς ἐλέχθη εἶναι ὑπερβολοειδές.
2. Dall- Kirkham. (1928) Τό πρωτεῦον ἔχει ἐλλειψοειδές σχῆμα, ἐνῶ τό
δευτερεῦον κάτοπτρο σφαιρικό. Ὅμως αὐτός ὁ τύπος παρουσιάζει
περιμετρικές ἀσάφειες στό ὁπτικό πεδίο.
3. Rittchey- Chretien. (1910) Ἁμφότερα τά κάτοπτρα εἶναι ὑπερβολοειδή.
Δέν παρουσιάζουν σφάλμα κόμης παρέχοντας μεγαλύτερο ὀπτικό πεδίο. Ἔχουν
τό μικρότερο f/ (8-9) ὅλων τῶν Cassegrain.
4. Pressman- Carnichel. Εἶναι ἡ χειρότερη ποιότητα Cassegrain. Ἔχουν σφαιροειδές πρωτεῦον παραμορφόνωντας τό ὀπτικό πεδίο των.
4) Τηλεσκόπιο Herschel. Αὐτός ὁ ἱστορικός τῦπος
κατοπτρικοῦ τηλεσκοπίου ἐπενοήθη ἀπό τόν μεγάλο Ἄγγλο ἀστρονόμο William
Herschel τόν 18ον αἰῶνα καί ἦταν τό μεγαλύτερο τῆς τότε ἐποχῆς. Τό
μοναδικό του παραβολικό κάτοπτρο εἶχε διάμετρο 122 ἑκατ. μέ ἑστιακή
ἀπόσταση 12,2 μέτρων ! (f/10). Ὁ ἑστιασμός γίνεται μέσα στόν σωλῆνα τοῦ
τηλεσκοπίου ὅπου κάθεται ὁ παρατηρητής.
5) Κυρία ἑστία (Prime focus 1901). Ἐφευρέθηκε ἀπό τόν H.Ellery.
Τοποθετεῖται στό σημεῖο ἑστιάσεως τοῦ πρωτεύοντος κατόπτρου σέ διάφορες
θέσεις ἀναλόγως τοῦ τύπου τοῦ τηλεσκοπίου. Ὁ ἑστιακός λόγος κυμαίνεται
ἀπό 2,5-5.
6) Nasmyth. Ἐπενοήθη ἀπό τόν James Nasmyth (19ος
αἰών). Τά τηλεσκόπια αὐτά διαφέρουν ἀπό τά Νευτώνεια στό ὅτι ὁ
προσοφθάλμιος εὑρίσκεται ὁπίσω, ἐλάχιστα ἐμπρός τοῦ πρωτεύοντος
κατόπτρου. Τοῦτο ἐπιτυγχάνεται διά τῆς παρεμβολῆς ἑνός τρῖτου ἐπιπέδου
κατόπτρου ὑπό γωνίαν. Ἐν πάση περιπτωσει ὁ Ὁ ἑστιακός λόγος κυμαίνεται
περί τό 7,5.
7) Coude (1917) Αὐτός ὁ τῦπος τηλεσκοπίου εἶναι ὅμοιος μέ τόν Nasmyth μέ
τήν μόνη διαφορά ὅτι τό σύστημα προσοφθαλμίου εὑρίσκεται ἐκτός σωλῆνος
σέ εἰδικό θάλαμο ὅπου προσαρμόζωνται διάφορα ὄργανα ὅπως π.χ
φασματοσκόπιο. Ἔχουν f/20-40.
8) Relay. Διαθέτει ἑστία Cassegrain, μέ μόνη τήν διαφορά ὅτι
ἐσωτερικά παρεμβάλλονται 2 φακοί. Οἱ δέσμες φωτός μετά τήν ἀνάκλασίν των
ἀπό τό δευτερεῦον κάτοπτρο, διέρχονται μέσω 2 ἀμφικύρτων φακῶν γιά νά
καταλήξουν τελικῶς στόν προσοφθάλμιο.
9) Jones-Bird. Ὅπως στά Relay , ἐδῶ ὁ πρῶτος παρεμβαλλόμενος φακός εἶναι ἀχρωματικός. Ἔχουν Νευτώνεια ἑστία,εἶναι μακρύτερα μέ f/8-9.
10) Tilted-Component. Ἡ διαφορά δέν εἶναι τόσον
ἐξωτερική, ἀλλά ἐσωτερική. Ἔχουν πολύ ὡραία εἰκόνα, μηδενική χρωματική
ἀποπλάνηση μέ ἄνετη λειτουργικότητα.
Μειονεκτήματα ἡ δύσκολη κατασκευή καί ἡ ἔλλειψις προστατευτικοῦ ἀνοίγματος. Τό πρωτεῦον κάτοπτρο εἶναι ἐλαφρῶς κεκλιμμένον.
Τό ὑλικό κατασκευῆς τῶν κατόπτρων ἑνός τηλεσκοπίου ἀφ’ ἑτέρου παίζει
καθοριστικό ρόλο στήν ὅλη ἀπόδοσή του. Πρέπει νά ἔχη ὅσον τό δυνατόν
μικρότερους θερμικούς συντελεστές διαστολῆς. Ὅμως πρωταρχικό ρόλο παίζει
ἡ λείανσις τοῦ κατόπτρου, διότι ἡ ἀνάκλασις γίνεται ἀπό τό λεπτό στρῶμα
τοῦ ἀργύρου ἤ τοῦ ἀλουμινίου. Κάθε ἐπιφάνεια τοῦ κατόπτρου ἀνακλᾶ ὅσες
ἀκτινοβολίες ἔχουν μῆκος κύματος τοὐλάχιστον 15 πλάσιο τῶν ἀνωμαλιῶν
της.
Τά κατοπτρικά τηλεσκόπια ἐν σχέσει μέ τά διοπτρικά πλεονεκτοῦν ὡς ἐξῆς
α) Κατασκευάζονται εὐκολώτερα, εἶναι δέ μικρότερα τῶν διοπτρικῶν.
Ἀντιμετωπίζεται ἡ ἐπεξεργασία μιᾶς μόνον ἐπιφανείας, τῆς κοίλης τοῦ
κατόπτρου ἐν ἀντιθέσει μέ ἕναν σύνθετο ἀντικειμενικό φακό εἰς τόν ὁποίον
πρέπει να ἐπεξεργασθοῦν 4 ἐπιφάνειες.
β) Εἶναι δυνατή ἡ κατασκευή κατόπτρων μεγάλης διαμέτρου ἐν ἀντιθέσει
πρός τούς ἀντικειμενικούς φακούς τῶν διοπτρικῶν, τῶν ὁποίων οἱ
διαστάσεις δέν μποροῦν νά εἶναι τόσον μεγάλες.
γ) Εἶναι τελείως ἀχρωματικά. Τά κάτοπτρά των ἁπλῶς ἀνακλούν τίς ἀκτῖνες χωρίς νά διαθλούν.
11) Καταδιοπτρικά τηλεσκόπια. Πρόκειται γιά
παραλλαγή τῶν κατοπτρικῶν τηλεσκοπίων. Τό πρωτεῦον κάτοπτρο
ἀντικαθιστᾶται ἐκ δύο φακῶν, ἑνός αμφικύρτου καί ἑνός κοιλοκύρτου, ὅπου ἡ
μία τῶν κυρτῶν ἐπιφανειῶν τοῦ πρώτου ἐφαρμόζει εἰς τήν κοίλη ἐπιφάνεια
τοῦ δευτέρου φακοῦ. Αὐτοί οἱ δύο φακοί συνιστούν ἕναν φακό σύνθετο μέ
διαφορετικό ὅμως ὑλικό. Ἐξ αὐτῶν ὁ εἷς κατασκευάζεται ἀπό στεφσνύαλο , ὁ
δέ ἕτερος ἐκ πυριτυάλου. Αὐτό ἔχει ὡς συνέπεια τόν πλήρη ἀχρωματισμό
τῶν εἰδώλων. Ὁ συνδυασμός τῶν δύο φακών ἀπό διαφορετικό ὑλικό διαφόρου
δείκτου διαθλάσεως παρέχει εἴδωλα ἄχρωμα. Ἑπίσης ἐφαρμόζονται συστήματα
διευρύνσεως τοῦ ὁπτικοῦ πεδίου.
Τό ἔτος 1918 πρῶτος ὁ Ἑλβετός Emile Schaer χρησιμοποίησε φακό κοντά
εἰς τό σημεῖον ἑστιάσεως προκειμένου νά διευρύνη τό όπτικό πεδίο .
Μετά ἀπό 10 ἔτη ὁ Ἀμερικανός Frank Ross μέ διορθωτικό φακό ἐξάλειψε τό σφάλμα κόμης.
12) Schmidt camera. Τό ἔτος 1931 ὁ Γερμανός
Β.Schmidt κατασκεύασε σφαιροειδές κάτοπτρο 44 ἑκατ καί στό ἐμπρόσθιο
μέρος τοῦ σωλῆνος τοποθέτησε μία διορθωτική ἐπίπεδη πλάκα 36 ἑκατ. Τό
εὗρος τοῦ φωτογραφικοῦ πεδίου ἔγινε τεράστιο (διάμετρος 16ο) καί
αὐξήθηκε κατακόρυφα στό f/2 ἡ φωτογραφική ταχύτης.
13) Maksutov camera. Τό ἔτος 1944 ὁ Ρῶσος Dimitri
Maksutov ἐξελίσσοντας περαιτέρω τήν Schmidt camera ,ἔκανε τήν παχύτερη
πλάκα της κοίλη μέ τήν θετική καμπυλότητα στραμμένη ἐμπρός
ἐπιτυγχάνοντας μεγαλύτερες ἀνέσεις.
14) Baker camera. Εἶναι ἕνα ἐξαιρετικό σύστημα
φωτογραφήσεως εἰς τό ὁποίο ἐκτός τοῦ σφαιροειδοῦς κατόπτρου καί τῆς
διπλῆς διορθωτικῆς πλακός, ἔχουν προστεθῆ ἑκατέρωθεν καί δύο μεγάλοι
φακοί. Ἐγγίζει τό f/0,67 προσφέροντας εὗρος πεδίου 55ο.
Εἶναι προφανές ὅτι οἱ 3 ἀναφερθεῖσες κάμερες εἶναι φωτογραφικές.
ΣΤΗΡΙΞΕΙΣ ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΩΝ
Ἡ ἀπόδοσις ἑνός τηλεσκοπίου ἐξαρτᾶται καί ἀπό τό μηχανικό του τμῆμα
τό ὁποῖο εἶναι ἡ στήριξίς του πού βαστᾶ τόν σωλῆνα μέ κύριο ἔργο τήν
ἐναλλαγή τῶν ὑπό σκόπευση ἀστέρων. Δύο εἶναι οἱ μεγάλες κατηγορίες
στηρίξεων, ἡ ἀζιμουθιακή καί ἡ ἰσημερινή στήριξις.
α) Ἀζιμουθιακή στήριξις. Εἶναι ἡ στήριξις κατά τήν
ὁποία ὁ κύριος ἂξων περιστροφῆς τοῦ τηλεσκοπίου μετρᾶ ἀζιμουθιακές
συντεταγμένες μέ διεύθυνση τό ζενίθ τοῦ τόπου. Διακρίνονται εἰς
συμμετρικές καί μή συμμετρικές
Συμμετρική εἶναι ἡ στήριξις κατά τήν ὁποία ὁ ὀριζόντιος ἄξων τοῦ τηλεσκοπίου (καθ’ ὕψος), κρατᾶ τόν σωλῆνα ἀπό 2 σημεῖα.
Ἕνα παράδειγμα τέτοιο εἶναι τό τηλεσκόπιο τῦπου Dobsonian.
β) Dobsonian τηλεσκόπια. Εἶναι κατοπτρικά νευτώνεια. Ἡ στήριξίς
των εἶναι πολύ ἁπλῆ, ξὐλινη καί ἐφάπτεται σέ κῦβο. Μέ μεγάλο ἄνοιγμα,
εἶναι τά φθηνότερα σέ κόστος ἀγορᾶς.
Μή συμμετρική ὀνομάζεται ἡ στήριξις τῆς ὁποίας τό τμῆμα τῆς ἑνώσεώς της
μέ τόν σωλῆνα τοῦ τηλεσκοπίου ἀποτελεῖ σημεῖον. Διά τά μικρά τηλεσκόπια
ἔχωμε τίς ἐξῆς
Ι. Table ἡ ὑποτυπώδης.
II. Clark II ἡ συνιθέστερη καί γνωστότερη κυρίως σέ μικρά διοπτρικά τηλεσκόπια.
Γενικῶς οἱ ἀζιμουθιακές στηρίξεις ἐκτός τοῦ ὅτι εἶναι εἰς θέση νά
βαστάζουν μεγάλα βάρη, ἐν τούτοις μειονεκτοῦν στίς ἀκριβεῖς σκοπεύσεις
μέ ἄσχημη ἀπόδοση δεδομένου ὅτι δέν δέχονται ἀστροστάτη.
γ) Ἰσημερινές στηρίξεις. Ἐδῶ ὁ κύριος ἄξων
περιστροφῆς τοῦ ὀργάνου (ὀρθή ἀναφορά) διευθύνεται πρός τό πολικό σημεῖο
τοῦ οὐρανοῦ κατόπιν σωστῆς τοποθετήσεως. Μέ τήν ἐφαρμογή τοῦ
ἀστροστάτη, τό τηλεσκόπιο ἀκολουθεῖ τό ἐπιλεγέν οὐράνιο ἀντικείμενο
χωρίς αὐτό νά μετατοπίζεται ἀπό τό ὀπτικό πεδίο. Βασική προϋπόθεσις ὅμως
εἶναι ἡ ὅσον τό δυνατόν ἀκριβής στόχευσις τοῦ οὐρανίου πολικοῦ σημείου.
Διά τό βόρειο ἡμισφαίριο τό πολικό σημεῖο εἶναι στις ἐποχές μας πολύ
κοντά στόν λαμπρό ἀστέρα α Μικρᾶς Ἄρκτου μέ τάση προσεγγίσεως ἕως τό
ἔτος 2100 μ.Χ λόγω τῆς μεταπτωτικῆς κινήσεως τῆς γῆς.
Χαρακτηριστικό τῶν ἰσημερινῶν στηρίξεων εἶναι ἡ κεκλιμμένη θέσις των ὑπό
γωνίαν ὡς πρός τό ἔδαφος ἴση μέ τό γεωγραφικό πλάτος τοῦ τόπου. (Ἀθῆναι
38ο). Ἐφ’ ὅσον λοιπόν τό τηλεσκόπιό μας ἔχει τοποθετηθῆ σωστά, ὁ ἄξων
τῶν ὀρθῶν ἀναφορῶν θά εἶναι παράλληλος μέ τόν ἄξονα περιστροφῆς τῆς γῆς.
Οἱ ἰσημερινές στηρίξεις ὁμοίως διακρίνονται εἰς συμμετρικές καί μή συμμετρικές ὡς ἐξῆς
Οἱ Συμμετρικές ἔχουν σταθερότητα καί σηκώνουν μεγάλο βάρος καί χωρίζονται εἰς
α) Ἀγγλική σέ 2 παραλλαγές, τίς ἐξῆς
-τήν κανονική στήριξη. Εἶναι παραλληλόγραμη καί ὁ ὀριζόντιος ἄξονας τῶν ἀποκλίσεων κρατᾶ τό τηλεσκόπιο ἀπό τό κέντρο βάρους του.
-τήν τροποποιημένη στήριξη ὅπου τό τηλεσκόπιο συνδέεται μέ ἀντίβαρο .
β) Δικρανοειδής (FORK). Θυμίζει πέταλο ὅπου προσαρμόζεται ὁ σωλῆνας τοῦ τηλεσκοπίου..
Ἡ ἁπλῆ. Τό πέταλο συνδέεται ἄμεσα μέ τόν ἄξονα τῆς ὀρθῆς ἀναφορᾶς.
Ἡ τοῦ πολικοῦ δῖσκου. Τό πέταλο ἀκουμπᾶ πρῶτα σέ δῖσκο.
γ) Πεταλοειδής στήριξις (YOKE). Εἶναι ἡ ἀνθεκτικότερη ὅλων, ἱκανή νά
σηκώνει μεγάλα βάρη. Ἡ κυριώτερη παραλλαγή της εἶναι ἡ σταυροαξονική.
Σταυροαξονική. Ἀντί γιά παραλληλόγραμμο ἔχει ἕναν βαρύ δοκό. Ὁ ἄξων τῶν ὀρθῶν ἀναφορῶν στηρίζεται μέ διχάλα.
δ) Γερμανική στήριξις. Ἡ πλέον χαρακτηριστική διαφορά ἀπό τίς ἄλλες
στηρίξεις εἶναι ὁτι ὁ ἄξων τῶν ὀρθῶν ἀναφορῶν διέρχεται ἐκτός τοῦ
σωλῆνος ὅπου τό ὅλο σύστημα ἰσορροπεῖ μέ εἰδικό ἀντίβαρο. Εἶναι
συνηθέστερη στά διοπτρικά τηλεσκόπια. Ἀπό τίς πιό λειτουργικές.
ΠΑΡΕΛΚΟΜΕΝΑ ΕΡΑΣΙΤΕΧΝΙΚΩΝ ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΩΝ
1. Βασικά παρελκόμενα. Γιά τήν εὔκολη κατεύθυνση
ἑνός τηλεσκοπίου, αὐτά συνοδεύονται ἀπαραιτήτως ἀπό ἕνα μικρό διοπτρικό
τηλεσκόπιο παράλληλο μέ τόν σωλῆνα τό ὁποῖο λέγεται ὁδηγός. Ὁ ὁδηγός
στόν ἀντικειμενικό φακό του ἔχει χαραγμένο ἔναν σταυρό (σταυρόνημα),
ὅπου κεντράρεται τό οὐράνιο σῶμα.
Ἐπειδή ἡ γῆ περιστρέφεται γῦρω ἀπό τόν ἄξονά της ταχύτατα, αὐτό ἔχει
ὡς ἀποτέλεσμα τήν μετατόπιση τοῦ παρατηρουμένου οὐρανίου σώματος. εἶναι
συνεπῶς ἀπαραίτητος ἕνας βοηθητικός ἠλεκτρικός μηχανισμός, ὁ λεγόμενος
ἀστροστάτης. Τό ἔργο του εἶναι ἠ βαθμιαῖα μετατόπισις τοῦ συστήματος σέ
ἀπόλυτο συγχρονισμό μέ τόν χρόνο περιστροφῆς τῆς οὐρανίου σφαῖρας οὕτως
ὥστε ὁ ἀστέρας π.χ νά εἶναι πάντοτε ὑπό σκόπευση.
Ι. Κολιόπουλου
© 1986
