Телескопы 

Наибольшее разрешающее увеличение, которое может обеспечить телескоп. Фактически — это увеличение, при котором телескоп обеспечивает максимальную детализацию изображения и позволяет видеть все мелкие подробности, которые в него в принципе возможно увидеть. При снижении степени увеличения ниже данного значения уменьшается размер видимых деталей, что ухудшает их видимость, при увеличении становятся заметны дифракционные явления, вследствие которых детали начинают расплываться. Максимальное разрешающее увеличение меньше максимального полезного (см. выше) — оно составляет где-то 1,4…1,5 от диаметра объектива в миллиметрах (разные формулы дают разное значение, однозначно же определить это значение невозможно, поскольку многое зависит от субъективных ощущений наблюдателя и особенностей его зрения). Однако именно с такой кратностью стоит работать, если Вы хотите рассмотреть максимальное количество деталей — например, неровности на поверхности Луны или двойные звёзды. Более крупное увеличение в пределах максимального полезного) имеет смысл брать только для рассматривания ярких контрастных объектов, а также в том случае, если наблюдатель имеет проблемы со зрением.

Светосила телескопа характеризует общее количество света, «захватываемое» системой и передаваемое в глаз наблюдателя. С точки зрения цифр светосила — это соотношение между диаметром объектива и фокусным расстоянием (см. выше): например, для системы с апертурой 100 мм и фокусным расстоянием 1000 мм светосила будет составлять 100/1000 = 1/10. Также этот показатель называют «относительным отверстием». При выборе по светосиле необходимо в первую очередь учитывать, для каких целей планируется применять телескоп. Крупное относительное отверстие весьма удобно для астрофотографии, т.к. обеспечивает пропускание большого количества света и позволяет работать с меньшими выдержками. А вот для визуальных наблюдений высокая светосила не требуется — даже наоборот, более длиннофокусные (и, соответственно, менее светосильные) телескопы характеризуются меньшим уровнем аберраций и позволяют применять для наблюдения более удобные окуляры. Также отметим, что большая светосила требует применения крупных объ ктивов, что соответствующим образом сказывается на габаритах, весе и цене телескопа.

В данном пункте указываются окуляры, входящие в штатный комплект поставки телескопа, точнее — фокусные расстояния этих окуляров. Имея эти данные и зная фокусное расстояние телескопа (см. выше), можно определить степени увеличения, которые устройство может выдавать в комплектации «из коробки». Для телескопа без линз Барлоу (см. ниже) и других дополнительных элементов подобного назначения кратность будет равна фокусному расстоянию объектива, поделенному на фокусное расстояние окуляра. Например, оптика на 1000 мм, укомплектованная «глазками» на 5 и 10 мм, будет способна выдать увеличения 1000/5=200х и 1000/10=100х. При отсутствии подходящего окуляра в комплекте его, как правило, можно докупить отдельно.

Диаметр объектива телескопа; также этот параметр называют «апертура». В рефракторных моделях (см. «Конструкция») он соответствует диаметру входной линзы, в моделях с зеркалом (см. там же) — диаметру основного зеркала. В любом случае чем крупнее апертура — тем больше света попадает в объектив, тем выше (при прочих равных) светосила телескопа и его показатели увеличения (см. ниже) и тем лучше он подходит для работы с небольшими, тусклыми или удалёнными астрономическими объектами (прежде всего их фотографирования). С другой стороны, при том же типе конструкции более крупный объектив обходится дороже. Поэтому при выборе по данному параметру стоит исходить из реальных потребностей и особенностей применения. К примеру, если Вы не планируете наблюдения и съёмки удалённых («дип-скай») объектов, незачем гнаться за высокой светосилой. Кроме того, не стоит забывать, что фактическое качество изображения зависит от множества других показателей. Конструирование и роизводство крупных линз является непростой и недешёвой задачей, а вот зеркала можно сделать довольно большими без значительного увеличения стоимости. Поэтому рефракторные телескопы потребительского класса практически не оснащаются объективами с диаметром более 150 мм, а вот среди приборов рефлекторного типа показатели в 100 – 150 мм соответствуют среднему уровню, в наиболее же продвинутых моделях этот показатель может превышать 400 мм.

Наибольшее полезное увеличение, которое способен обеспечить телескоп. Фактическая степень увеличения телескопа зависит от фокусных расстояний объектива (см. выше) и окуляра. Поделив первое на второе, получаем степень увеличения: например, система с объективом 1000 мм и окуляром 5 мм даст 1000/5 = 200х (при отсутствии других элементов, влияющих на кратность, таких как линза Барлоу — см. ниже). Таким образом, устанавливая в телескоп разные окуляры, можно изменять степень его увеличения. Однако повышать кратность сверх определённого предела попросту не имеет смысла: хотя видимые размеры объектов при этом будут увеличиваться, их детализация не улучшится, и вместо небольшого и чёткого изображения наблюдатель будет видеть крупное, но расплывчатое. Максимальное полезное увеличение как раз и является тем пределом, выше которого телескоп попросту не сможет обеспечить нормальное качество изображения. Считается, что по законам оптики этот показатель не может быть больше, чем диаметр объектива в м ллиметрах, умноженный на два: например, для модели с входной линзой на 120 мм максимальное полезное увеличение составит 120х2=240х. Отметим, что работа на данной степени кратности не означает максимального качества и чёткости изображения, однако в некоторых случаях может оказаться весьма удобной; подробнее об этом см. «Макс. разрешающее увеличение»

Наименьшее увеличение, которое обеспечивает телескоп. Как и в случае максимального полезного увеличения (см. выше), в данном случае речь идёт не об абсолютно возможном минимуме, а о пределе, заходить за который не имеет смысла с практической точки зрения. В данном случае этот предел связан с размерами выходного зрачка телескопа — грубо говоря, пятнышка света, проецируемого окуляром на глаз наблюдателя. Чем меньше увеличение — тем крупнее выходной зрачок; если он становится больше, чем зрачок глаза наблюдателя, то часть света в глаз, по сути, не попадает, и эффективность оптической системы снижается. Минимальное увеличение — это такое увеличение, при котором диаметр выходного зрачка телескопа равен размеру зрачка человеческого глаза в ночных условиях (7 – 8 мм); также этот параметр называют «равнозрачковое увеличение». Использование телескопа с окулярами, обеспечивающими меньшие значения кратности, считается неоправданным. Как правило, для определения равнозрачкового увеличения использу т формулу D/7, где D — диаметр объектива в миллиметрах (см. выше): например, для модели с апертурой 140 мм минимальное увеличение будет составлять 140/7 = 20х. Однако эта формула справедлива только для ночного применения; при наблюдении днём, когда зрачок в глазу уменьшается в размере, фактические значения минимального увеличения будут больше — порядка D/2.

Проницающая способность телескопа — это звёздная величина наиболее тусклых звёзд, которые через него можно увидеть при идеальных условиях наблюдения (в зените, при чистом воздухе). Этот показатель описывает способность телескопа видеть небольшие и слабо светящиеся астрономические объекты. При оценке возможностей телескопа по данному показателю стоит учитывать, что чем ярче объект — тем меньше его звёздная величина: к примеру, для Сириуса, самой яркой звезды ночного неба, этот показатель составляет -1, а для намного более тусклой Полярной звезды — около 2. Наибольшая звёздная величина, видимая невооружённым глазом — порядка 6,5. Таким образом, чем крупнее число в данной характеристике — тем лучше телескоп подходит для работы с тусклыми объектами. Самые скромные современные модели позволяют рассмотреть звёзды величиной приблизительно 10, а наиболее продвинутые из систем потребительского уровня способны обеспечить видимость при показателях более 15 — это почти в 4000 раз тусклее, чем мин мум для невооружённого глаза. Отметим, что фактическая проницающая способность напрямую связана с кратностью увеличения. Считается, что своего максимума по данному показателю телескопы достигают при применении окуляров, обеспечивающих кратность порядка 0,7D (где D — диаметр объектива в миллиметрах).

Разрешающая способность телескопа, определённая согласно критерию Рэлея (Rayleigh). Разрешающая способность в данном случае — это показатель, характеризующий способность телескопа различить отдельные источники света, расположенные на близком расстоянии, иными словами — способность увидеть их именно как отдельные объекты. Измеряется этот показатель в угловых секундах (1\'\' — это 1/3600 часть градуса). На расстояниях, меньших, чем разрешающая способность, эти источники (например, двойные звёзды) будут сливаться в сплошное пятно. Таким образом, чем ниже цифры в данном пункте — тем выше разрешающая способность, тем лучше телескоп подходит для разглядывания близко расположенных объектов. Однако стоит учитывать, что в данном случае речь идёт не о возможности видеть полностью отдельные друг от друга объекты, а лишь о возможности опознать в вытянутом световом пятне два источника света, слившиеся (для наблюдателя) в один. Для того, чтобы наблюдатель мог видеть два отдельных источника, расстоян е между ними должно быть приблизительно вдвое больше заявленной разрешающей способности. Критерий Рэлея является теоретической величиной и рассчитывается по довольно сложным формулам, учитывающим, помимо диаметра объектива телескопа (см. выше), также длину волны наблюдаемого света, расстояния между объектами и до наблюдателя и т.п. Отдельно видимыми, согласно данному методу, считаются объекты, расположенные на большем расстоянии друг от друга, чем для описанного выше предела Дауэса; поэтому для одного и того же телескопа разрешающая способность по Рэлею будет ниже, чем по Дауэсу (а цифры, указанные в данном пункте — соответственно, больше). С другой стороны, данный показатель меньше зависит от личных особенностей пользователя: различить объекты на расстоянии, соответствующем критерию Рэлея, могут даже неопытные наблюдатели.

Фокусное расстояние объектива телескопа. Фокусное расстояние — это такое расстояние от оптического центра объектива до плоскости, на которую проецируется изображение (экрана, фотоплёнки, матрицы), при котором объектив телескопа будет выдавать максимально чёткое изображение. Чем длиннее фокусное расстояние — тем большее увеличение способен обеспечить телескоп; однако нужно учитывать, что показатели увеличения также связаны с фокусным расстоянием используемого окуляра и диаметром объектива (подробнее об этом см. ниже). А вот на что данный параметр влияет напрямую — так это на габариты прибора, точнее, на длину тубуса. В случае рефракторов и большинства рефлекторов (см. «Конструкция») длина телескопа приблизительно соответствует его фокусному расстоянию, а в вот модели зеркально-линзового типа могут быть в 3 – 4 раза короче фокусного расстояния. Также отметим, что фокусное расстояние учитывается в некоторых формулах, характеризующих качество работы телескопа. К примеру, считается, что дл хорошей видимости через простейшую разновидность рефракторного телескопа — т.н. ахромат — необходимо, чтобы его фокусное расстояние было не меньше, чем D^2/10 (квадрат диаметра объектива, делённый на 10), а лучше — не менее D^2/9.

Общий вес телескопа в сборе — с учетом монтировки и штатива.Небольшой вес удобен прежде всего для «походного» применения и частых перемещений с места на место. Однако обратной стороной этого являются скромные характеристики, высокая стоимость, а иногда — и то, и другое. Кроме того, более легкая подставка хуже сглаживает сотрясения и вибрации, что может быть актуально в некоторых ситуациях (например, если место наблюдения находится недалеко от железной дороги, где часто проходят товарные поезда).

Конструкция характеризует общий принцип устройства оптической системы телескопа. — Линзовый (рефракторы). Как следует из названия, в подобных телескопах за построение изображения отвечает система линз. Главными их достоинствами являются простота конструкции и использования, а также неприхотливость к тряске, ударам и неблагоприятным погодным условиям (что облегчает применение вне помещений, в т.ч. и в холодное время года). С другой стороны, данная схема работы требует применения длинных тубусов, что соответствующим образом сказывается на габаритах конструкции, а диаметр объективов (см. ниже) у рефракторов в целом заметно меньше, чем у рефлекторов. Кроме того, линзы подвержены различным искажениям — в частности, хроматическим аберрациям, приводящим к появлению цветных ореолов и снижающим качество изображения. Впрочем, в современных телескопах часто используются различные конструктивные ухищрения, направленные на нейтрализацию этих искажений. Рефракторы хорошо подходят для наблюдений отно ительно близких объектов вроде Луны или планет, а также обзорных наблюдений на относительно небольшом увеличении. Кроме того, этот вариант считается оптимальным для начинающих астрономов, в т.ч. детей. — Зеркальный (рефлекторы). В телескопах подобной конструкции роль объектива играет вогнутое зеркало, которое и обеспечивает основное увеличение изображения. Простейшая и наиболее популярная рефлекторная схема — телескоп Ньютона — предполагает сочетание вогнутого основного зеркала с дополнительным плоским, которое отражает изображение в окуляр. Встречаются и другие вариации рефлекторов, но они заметно сложнее и дороже, а потому в любительской астрономии распространения не получили. В любом случае телескопы данного типа, будучи проще, дешевле и компактнее рефракторов, имеют более крупные объективы и менее склонны к искажениям, что позволяет получать высококачественное изображение довольно отдалённых объектов. Их главным недостатком является деликатность и сложность в обращении. Так, зеркала чувствительны к ударам и сотрясениям, оптику требуется время от времени юстировать, а перед началом наблюдения необходимо дождаться температурного равновесия — иначе разница температур воздуха в тубусе и снаружи приведёт к потере чёткости изображения (тот же эффект «марева», что можно видеть над нагретым асфальтом в летний день). Также отметим, что большинство рефлекторов дают искажения на краях изображения (т.н. «кома»), что сужает фактическое поле зрения и затрудняет их применение для астрофотографии. Впрочем, во многих моделях этот недостаток исправлен, в других возможно применение корректирующих линз и других подобных аксессуаров, благодаря чему самым популярным вариантом среди астрофотографов являются всё же именно рефлекторы. — Зеркально-линзовый. Подобные телескопы, по сути, представляют собой зеркальные модели (см. выше), сконструированные по специфическим схемам и дополненные корректирующими линзами для устранения различных искажений. Благодаря этому появляется возможность ещё более улучшить качество «картинки» по сравнению с классическими рефракторами, сохранив в то же время их основные преимущества — в первую очередь компактность и относительно невысокую стоимость. Среди зеркально-линзовых моделей также встречается несколько различных систем. Так, системы Шмидта-Кассегрена компактны, недороги и не так чувствительны к мелким сотрясениям, как классические рефлекторы Ньютона; а системы Максутова (Максутова-Кассегрена для близких объектов и Максутова-Ньютона для удалённых) несколько дороже, но считаются более продвинутыми.

Разрешающая способность телескопа, определённая согласно критерию Дауэса (Dawes). Также этот показатель называют «предел Дауэса». (Встречается также прочтение «Дейвса», но оно не является верным). Разрешающая способность в данном случае — это показатель, характеризующий способность телескопа различить отдельные источники света, расположенные на близком расстоянии, иными словами — способность увидеть их именно как отдельные объекты. Измеряется этот показатель в угловых секундах (1\'\' — это 1/3600 часть градуса). На расстояниях, меньших, чем разрешающая способность, эти источники (например, двойные звёзды) будут сливаться в сплошное пятно. Таким образом, чем ниже цифры в данном пункте — тем выше разрешающая способность, тем лучше телескоп подходит для разглядывания близко расположенных объектов. Однако стоит учитывать, что в данном случае речь идёт не о возможности видеть полностью отдельные друг от друга объекты, а лишь о возможности опознать в вытянутом световом пятне два источника св та, слившиеся (для наблюдателя) в один. Для того, чтобы наблюдатель мог видеть два отдельных источника, расстояние между ними должно быть приблизительно вдвое больше заявленной разрешающей способности. Согласно критерию Дауэса разрешающая способность напрямую зависит от диаметра объектива телескопа (см. выше): чем крупнее апертура, тем меньше может быть угол между отдельно видимыми объектами и тем выше разрешающая способность. По общему принципу этот показатель аналогичен критерию Рэлея (см. «Разрешающая способность (Rayleigh)»), однако он был выведен экспериментальным путём, а не теоретически. Поэтому, с одной стороны, предел Дауэса точнее описывает практические возможности телескопа, с другой — соответствие этим возможностям во многом зависит субъективных особенностей наблюдателя. Проще говоря, человек без опыта наблюдений за двойными объектами, или имеющий проблемы со зрением, может попросту «не узнать» в вытянутом пятне два источника света, если они будут располагаться на расстоянии, сравнимом с пределом Дауэса. Дополнительно о разнице между критериями см. «Разрешающая способность (Rayleigh)».

Наличие диагонального зеркала в конструкции или комплекте поставки телескопа. Данный аксессуар применяется в сочетании с линзовыми и зеркально-линзовыми телескопами (см. «Конструкция»). В таких моделях окуляр располагается в торце трубы и направлен вдоль оптической оси телескопа; в некоторых ситуациях — например, при наблюдении объектов вблизи зенита — подобное расположение может быть весьма неудобным для наблюдателя. Диагональное зеркало позволяет направить окуляр под углом к оптической оси, что обеспечивает комфорт в упомянутых ситуациях. Правда, изображение обычно получается отзеркаленным (справа налево), однако при наблюдениях астрономических объектов это навряд ли можно назвать серьёзным недостатком. Диагональные зеркала могут быть как съёмными, так и встроенными, также может предусматриваться возможность изменять угол поворота окуляра.

Тип фокусера (механического узла, отвечающего за фокусировку изображения), предусмотренного в конструкции телескопа. Процедура фокусировки предусматривает перемещение окуляра телескопа относительно объектива; разные типы фокусеров отличаются по типу механизма, который обеспечивает подобное перемещение. — Реечный. Как следует из названия, подобные фокусеры используют механизм на основе зубчатой рейки, перемещаемой за счёт поворота ведущей шестерни; а эта шестерня, в свою очередь, связана с ручкой фокусировки. Главными достоинствами реечных систем являются простота и невысокая стоимость. В то же время подобные механизмы не очень точны, к тому же часто имеют люфты. В связи с этим фокусеры данного типа характерны преимущественно для недорогих телескопов начального уровня. — Крейфорда. Фокусеры системы Крейфорда используют роликовые механизмы, в которых зубцы отсутствуют, а перемещение окуляра осуществляется за счёт силы трения между роликом и подвижной поверхностью. Они считаются значител но более продвинутыми, чем реечные — в частности, благодаря отсутствию люфтов и плавной фокусировке. Единственным серьёзным недостатком «крейфордов» можно назвать определённую вероятность проскальзывания; однако за счёт применения специальных материалов и других конструктивных ухищрений подобная вероятность практически сводится к нулю. Благодаря этому данная разновидность фокусеров встречается даже в наиболее продвинутых телескопах профессионального уровня. — Резьбовой. Конструкция резьбового фокусера имеет в основе две трубки — одна вставлена в другую и посажена на резьбу. Движение окуляра, необходимое для фокусировки, осуществляется за счёт вращения вокруг продольной оси — аналогично тому, как винт движется в резьбе. Подобные фокусеры предельно просты и недороги, однако подвержены заметным люфтам и требуют регулярной смазки. Кроме того, они довольно неудобны для астрофотографии: при настройке фокуса приходится вращать подсоединённую к окуляру камеру. Поэтому данная разновидность фокусирующих механизмов встречается довольно редко, в основном в небольших и относительно недорогих телескопах.

Размер «посадочного места» под окуляр, предусмотренного в конструкции телескопа. В современных моделях используются гнёзда стандартных размеров — чаще всего 0,96\", 1,25\" либо 2\". Этот параметр пригодится прежде всего в том случае, если Вы хотите докупить окуляры отдельно: их посадочный диаметр должен соответствовать характеристикам телескопа. Впрочем, 2\" гнёзда допускают установку окуляров на 1,25\" через специальный переходник, но обратный вариант невозможен. Отметим, что телескопы с посадочным диаметром 2\" считаются наиболее продвинутыми, т.к. под этот размер выпускается, помимо окуляров, множество дополнительных аксессуаров (корректоры искажений, фотоадаптеры и т.п.), а сами 2\" окуляры обеспечивают более обширное поле зрения (правда, и стоят дороже). В свою очередь «глазки» на 1,25\" применяется в относительно недорогих моделях, а на 0,96\" — в простейших телескопах начального уровня с небольшими объективами (обычно до 50 мм).

Тип искателя, предусмотренного в конструкции телескопа. Искателем называют приспособление, предназначенное для наведения устройства на определённый небесный объект. Необходимость такого приспособления связана с тем, что телескопы, в связи с высокой кратностью, имеют весьма небольшие углы обзора, что сильно затрудняет визуальное наведение: в окуляре виден настолько маленький участок неба, что определить по этим данным, куда именно направлен телескоп и куда его нужно поворачивать, практически невозможно. Наведение же «по тубусу» весьма неточно, особенно в случае зеркальных моделей, имеющих большую толщину и относительно малую длину. Искатель же имеет невысокую кратность (либо работает вообще без увеличения) и, соответственно, широкие углы обзора, играя, таким образом, роль своеобразного «прицела» для основной оптической системы телескопа. В современных телескопах могут применяться такие виды искателей: — Оптический. Чаще всего подобные искатели имеют вид небольш го монокуляра, направленного параллельно оптической оси телескопа. В поле зрения монокуляра обычно наносится разметка, показывающая, какая точка видимого пространства соответствует полю зрения самого телескопа. В большинстве случаев оптические искатели тоже обеспечивают определённое увеличение — обычно порядка 5 – 8х, поэтому при работе с такими системами, как правило, всё равно требуется первоначальное наведение телескопа «по тубусу». Достоинствами оптики, по сравнению с LED-искателями, являются простота конструкции, невысокая стоимость, а также хорошая пригодность для наблюдений в городе, пригородах и других условиях с довольно светлым небом. Кроме того, такие приспособления не зависят от источников питания. На фоне тёмного неба разметка может быть видна плохо, однако для таких случаев существует специфическая разновидность искателей — с подсвечиваемым перекрестьем. Правда, подсветка требует батареек, но и при их отсутствии разметка остаётся видимой — как в обычном, не подсвечиваемом искателе. Приспособления данного типа обозначаются традиционным для оптики индексом из двух чисел, первое из которых соответствует кратности, второе — диаметру объектива — например, 5х24. — С точечной наводкой (LED). Данная разновидность искателей по принципу действия аналогична коллиматорным прицелам: обязательным элементом конструкции является смотровое окошко (в виде характерного стёклышка в рамке), на которое проецируется метка от источника света. Эта метка может иметь вид как точки, так и другой фигуры — перекрестья, кольца с точкой и т.п. Устройство подобного искателя таково, что положение метки в окне зависит от положения глаза наблюдателя, однако эта метка всегда указывает на точку, в которую направлен телескоп. LED-искатели удобнее оптических в том смысле, что пользователю не приходится приближать глаз вплотную к окуляру — метка неплохо видна на расстоянии в 20 – 30 см, что облегчает наведение в некоторых ситуациях (например, если наблюдаемый объект расположен близко к зениту). Кроме того, подобные приспособления отлично подходят для работы с тёмным небом. Они обычно не имеют увеличения, однако это нельзя назвать однозначным недостатком — для искателя обширное поле зрения часто бывает важнее приближения. А вот из однозначных практических недостатков стоит отметить необходимость источника питания (обычно батареек) — без них система превращается в бесполезное стёклышко. Кроме того, коллиматоры в целом заметно дороже классической оптики, а на фоне освещённого неба метка может теряться. Отметим, что существуют телескопы, вообще не имеющие искателей — это модели с небольшим диаметром объектива, в которых минимальная кратность (см. выше) невелика и обеспечивает достаточно обширное поле зрения.

Кратность линзы Барлоу, предусмотренной в комплекте поставки телескопа. Подобное приспособление (как правило, оно делается съёмным) представляет собой рассеивающую линзу или систему линз, устанавливаемую перед окуляром. Фактически линза Барлоу увеличивает фокусное расстояние телескопа, обеспечивая большую степень увеличения (и меньший угол обзора) при том же окуляре. При этом кратность увеличения с линзой можно подсчитать, помножив «родную» кратность с данным окуляром на кратность самой линзы: например, если телескоп с 10 мм окуляром обеспечивал степень увеличения 100х, то при установке 3х линзы Барлоу этот показатель составит 100х3=300х. Разумеется, того же эффекта можно добиться и при установке окуляра с уменьшенным фокусным расстоянием. Однако, во-первых, подобный окуляр не всегда может быть доступен для приобретения; во-вторых, одна линза Барлоу может применяться со всеми окулярами, подходящими для телескопа, расширяя арсенал доступных кратностей увеличения. Особенно такая возможно ть удобна в тех случаях, когда наблюдателю требуется обширный набор вариантов по степени увеличения. К примеру, набор из 4 окуляров и одной линзы Барлоу обеспечивает 8 вариантов кратности, при этом работать с таким набором удобнее, чем с 8 отдельными окулярами.

Способ крепления трубы к монтировке, предусмотренный в телескопе.В наше время используется три основных таких способа: кольца, винты, пластина. Вот более подробное описание каждого из них:— Крепежные кольца. Пара колец с винтовыми зажимами, установленных на монтировке. Внутренний диаметр колец приблизительно соответствует толщине трубы, а затягивание винтов обеспечивает плотную фиксацию. При этом тубус телескопа, как правило, не имеет каких-либо специальных упоров и удерживается в кольцах исключительно за счет силы трения. На практике это позволяет, ослабив винты, сдвинуть трубу вперед или назад, подобрав оптимальное положение под ту или иную ситуацию. Однако здесь стоит быть осторожным: слишком большое смещение крепления от середины, особенно в рефракторах с большой длиной трубы, может нарушить равновесие всей конструкции.Как бы то ни было, кольца достаточно просты и в то же время удобны и практичны, а совместимость с ними ограничивается исключительно диаметром тубуса. В свете этого и енно данный тип крепления наиболее популярен в наше время. Его недостатками можно назвать необходимость самостоятельно подбирать достаточно стабильное положение телескопа, а также следить за надежной затяжкой винтов — их ослабление может привести к проскальзыванию тубуса и даже его выпадению из колец.— Крепежная пластина. Фактически речь идет о креплении типа «ласточкин хвост». На корпусе телескопа для этого предусматривается специальная рейка, а на монтировке — платформа с пазом. При установке трубы на монтировку рейка задвигается в паз с торца и фиксируется специальным приспособлением вроде защелки или винта.Одним из ключевых преимуществ крепежных пластин являются простота и скорость монтажа и демонтажа телескопа. Так, открутить и закрутить единственный винт фиксатора проще, чем возиться с винтовым креплением или затяжками на кольцах — тем более что во многих моделях этот винт можно крутить руками, без специального инструмента. А уж о защелках и говорить не приходится. Недостатком данного варианта можно назвать требовательность к качеству материалов и точности изготовления — иначе может появиться люфт, способный заметно «испортить жизнь» астроному. Кроме того, подобное крепление имеет очень ограниченные возможности по перемещению телескопа вперед-назад на монтировке, а то и вовсе не имеет их; а планки и пазы могут различаться по форме и размерам, что несколько затрудняет подбор сторонних монтировок.— Крепежные винты. Монтировки с таким креплением имеют посадочное место в виде буквы Y, между «рогами» которой и устанавливается телескоп. При этом он с обеих сторон прикрепляется к рогам винтами, которые вкручиваются прямо в тубус; винтов предусматривается минимум по два с каждой стороны, чтобы труба не могла самостоятельно повернуться вокруг точки крепления.В целом этот вариант фиксации отличается высокой надежностью и удобством в процессе использования телескопа. Винты плотно, без люфтов, держат тубус; при их ослаблении может разве что появиться тот самый люфт, но и только; кроме того, телескоп удержится на монтировке и не упадет, если хоть один винт остается хотя бы частично закрученным. Кроме того, место фиксации обычно размещается в районе центра тяжести, что по умолчанию обеспечивает оптимальный баланс и избавляет пользователя от необходимости самостоятельно подыскивать точку крепления. С другой стороны, установка и снятие трубы в таких монтировках требует больше времени и хлопот, чем в описанных выше системах; а расположение отверстий под винты и крепежная резьба в разных моделях, как правило, разные, и конструкции этого типа обычно не являются взаимозаменяемыми.

Тип монтировки, которой оснащен телескоп.Монтировка — это механический узел, с помощью которого телескоп крепится к штативу или ( в отдельных случаях) устанавливается прямо на землю. Помимо крепления, этот узел отвечает также за наведение оптики в определенную точку неба. Наибольшей популярностью в наше время пользуются азимутальные приспособления в разных вариациях — AZ1, AZ2, AZ3, а также в виде так называемой монтировки Добсона. Экваториальные механизмы разных моделей (EQ1, EQ2, EQ3, EQ4, EQ5) заметно сложнее и дороже, зато и возможностей дают больше. Встречаются системы, сочетающие сразу оба этих типа монтировок — так называемые азимутально-экваториальные. И, наконец, отдельные телескопы и вовсе поставляются без монтировки. Вот более подробное описание этих вариантов:— Азимутальная. Полное название — «альт-азимутальная». Традиционно имеет две оси поворота телескопа — одну для наведения по высоте, вторую по азимуту. Разные модели таких монтировок различаются по дополнительным возмож остям управления:AZ1. Не имеют системы точного движения.AZ2. Оснащены системой точного движения по вертикали (вокруг горизонтальной оси).AZ3. Оснащены системами точного движения по обеим осям.В любом случае вторая ось (азимутальная) в таких системах всегда располагается вертикально, вне зависимости от географического положения телескопа; в этом и состоит ключевое отличие от описанных ниже экваториальных монтировок. В целом азимутальные механизмы достаточно просты и недороги сами по себе, при этом вполне удобны и практичны, благодаря чему именно данный вариант пользуется наибольшей популярностью в наше время. Кроме того, они идеально подходят для наблюдений за наземными объектами. Ключевым недостатком данного варианта является слабая пригодность к непрерывному «сопровождению» небесных тел (движущихся по небосводу вследствие вращения Земли). Если в правильно настроенном экваториальном механизме для этого нужно поворачивать телескоп всего по одной оси, то в азимутальном нужно задействовать обе оси, причем неравномерно. Ситуацию можно решить при помощи системы автослежения, но эта функция заметно влияет на цену всего прибора. И даже ее наличие не гарантирует, что телескоп подойдет для астрофотографии на длительных выдержках — ведь при таком использовании нужно обеспечивать не только точное движение по каждой отдельной оси, но еще поправку на поворот изображения в кадре (что предусматривается далеко не в каждой системе автослежения и еще более увеличивает цену).— Добсона. Специфическая разновидность описанных выше азимутальных монтировок, применяемая почти исключительно в рефлекторах. Также предусматривает две оси вращения — горизонтальную и вертикальную. Ключевой особенностью монтировки Добсона является то, что она не рассчитана на штатив и устанавливается прямо на землю или другую ровную поверхность; для этого в конструкции предусматривается широкое массивное основание. Подобные системы отлично подходят для телескопов Ньютона, у которых окуляр располагается в передней части: благодаря низкому расположению тубуса на монтировке сам окуляр оказывается на достаточно удобной высоте. Также к преимуществам «добсонов» можно отнести простоту, невысокую стоимость и в то же время хорошую надежность, делающую их пригодными даже для крупных и тяжелых телескопов. Из недостатков нужно отметить слабую совместимость с неровными поверхностями, особенно твердыми, вроде сплошной скалы (тогда как штативы, используемые с другими типами монтировок, этого недостатка лишены).— Экваториальная. Монтировки этого типа позволяют синхронизировать движение телескопа с движением небесных тел по небосводу, возникающим из-за вращения Земли. Условную вертикальную ось, отвечающую за поворот телескопа из стороны в сторону, в таких механизмах называют осью прямого восхождения (R.A.), а горизонтальную (для наведения по условной вертикали) — осью склонений (Dec.). Перед использованием экваториальная монтировка настраивается так, чтобы ось прямого восхождения была направлена на «полюс мира», параллельно оси вращения Земли («оси мира»); конкретный наклон относительно вертикали зависит от географической широты места наблюдений. Такой формат работы заметно усложняет как конструкцию самой монтировки, так и процедуру ее установки. С другой стороны, экваториальные системы идеально подходят для длительного «сопровождения» астрономических объектов: чтобы компенсировать движение небесного тела из-за вращения Земли и удерживать цель в поле зрения, достаточно вращать телескоп вокруг оси R.A. вправо (по часовой стрелке), причем с четко определенной скоростью — 15° в час, независимо от положения объекта по вертикали. Это делает подобные конструкции идеальным вариантом для астрофотографии — в том числе объектов дальнего космоса, для которых требуются длительные выдержки. Фактически для этого даже не нужна полноценная система автослежения — достаточно сравнительно простого часового механизма, вращающего телескоп вокруг оси прямого восхождения. Обратной стороной этих преимуществ, помимо упомянутой сложности и высокой стоимости, является слабая пригодность для крупных тяжелых телескопов — с увеличением веса прибора вес подходящей экваториальной системы увеличивается еще быстрее.Что касается разных моделей подобных монтировок, то они маркируются буквенно-цифровым индексом, от EQ1 до EQ5. В целом чем больше число в обозначении — тем крупнее и тяжелее сама конструкция (включая треногу, если она поставляется в комплекте), тем хуже она подходит для перемещения с места на место, однако тем лучше гасит вибрации и сотрясения. А вот ограничения по весу телескопа с моделью экваториальной монтировки напрямую не связаны.— Азимутально-экваториальная. Механизмы, сочетающие в себе сразу два типа монтировок. Выглядит это так: на штатив установлена азимутальная система, а на ней — экваториальная, в которой уже крепится телескоп. Подобная конструкция позволяет использовать возможности обеих типов монтировки. Так, азимутальный механизм вполне подходит для наблюдений за крупными небесными телами ближнего космоса (Луна, планеты) и обширными участками неба (такими, как созвездия), при этом он не требует сложной предварительной настройки. А для астрофотосъемки или для рассматривания объектов дальнего космоса на больших увеличениях удобнее использовать экваториальную систему. Однако на практике подобная универсальность требуется крайне редко, притом что сочетание двух типов монтировок усложняет конструкцию, увеличивает ее стоимость и снижает надежность. Так что этот вариант можно встретить в единичных моделях телескопов.— Без монтировки. Полное отсутствие монтировочной системы в комплекте не позволяет применять телескоп «из коробки». Тем не менее, оно бывает оптимальным вариантом в некоторых случаях. Первый — если пользователь хочет выбрать монтировку на свое усмотрение, не полагаясь на решение производителя, или даже собрать ее самостоятельно (так, довольно много астрономов изготавливают свои собственные системы Добсона). Второй характерный случай — если в хозяйстве уже есть монтировка (например, от старого телескопа, пришедшего в негодность), и переплачивать за вторую просто незачем. В любом случае при выборе подобной модели стоит обращать особое внимание на тип крепления, на который рассчитана труба — от него напрямую зависит совместимость с конкретной монтировкой.

Наличие просветляющего покрытия на поверхности линз, а иногда — также призм телескопа. Такое покрытие создает на стеклянной поверхности характерные цветные блики или радужные разводы.Смысл просветления понятен уже из названия: такая особенность улучшает общее светопропускание, обеспечивая таким образом более светлое, четкое и качественное изображение. Для телескопов это особенно важно, поскольку такие приборы применяются в основном в ночное время и имеют дело с очень небольшим количеством света. Общий принцип работы просветляющих покрытий состоит в том, что они снижают коэффициент отражения линзы/призмы, позволяя большему количеству света проходить через нее. На практике это реализуется так: свет проходит через покрытие до основного стекла, отражается от него, однако вместо того, чтобы рассеяться — достигает границы между покрытием и воздухом и отражается уже от нее, разворачиваясь «обратно» в первоначальное направление. Подобным образом можно снизить потери света на отражение с 5 % (л нза без покрытия) до 1 % при однослойном и 0,2 % и даже менее при многослойном просветлении; при этом, благодаря микроскопической толщине, подобные покрытия не вносят геометрических искажений в видимое изображение.Как правило, тип просветления дополнительно уточняется в документации производителя, и а иногда и прямо в характеристиках. Всего основных типов 4, вот их основные особенности:— Однослойное (C). Один слой покрытия на отдельных (не на всех) оптических элементах, а чаще всего — и вовсе только лишь на внешней поверхности объектива. Это наиболее простой и недорогой вариант, применяемый в основном в недорогих моделях, не рассчитанных на серьезные задачи. Связано это с тем, что в целом однослойное просветление действует лишь на часть видимого спектра, из-за чего уступает многослойному как по эффективности, так и по достоверности цветопередачи (иногда искажения цветов могут быть весьма заметными). А в данном случае такое покрытие еще и нанесено не на все, а лишь на отдельные детали оптической системы. Так что хотя однослойное просветление лучше, чем вообще никакого, но подходит оно в основном для развлекательного применения.— Полное однослойное (FC). Однослойное покрытие, нанесенное на все оптические элементы телескопа. Дает максимальную эффективность, доступную для подобных покрытий в принципе. Однако поскольку данный тип покрытия эффективен лишь для относительно небольшой части видимого спектра, то качество передачи цветов все равно получается ниже, чем в многослойных системах.— Многослойное (MC). Покрытие из нескольких слоев с разными показателями преломления, нанесенное на один или на несколько элементов оптики (но не на все). Количество слоев может быть разным — от 2 – 3 в сравнительно недорогих решениях до 6 – 8 и более в высококлассных телескопах. Однако даже сравнительно простые многослойные покрытия перекрывают практически весь видимый спектр и в разы превосходят однослойные по степени снижения отражений. Так что если для вас важны хорошая яркость и достоверная цветопередача — то данный вариант будет более предпочтительным, чем даже полное однослойное просветление, не говоря уже о неполном. С другой стороны, и обходится такая оптика дороже решений с одним слоем просветляющего покрытия.— Полное многослойное. Наиболее продвинутый тип просветления: многослойное покрытие, нанесенное на все элементы оптической системы. Этот вариант обеспечивает чрезвычайно высокое светопропускание и достоверную цветопередачу, однако и обходится недешево. Поэтому его можно встретить в основном среди высококлассных телескопов; а специально искать модель с таким просветлением стоит тогда, когда и яркость картинки, и достоверность цветов имеют для вас принципиальное значение.

Кратность оборачивающей линзы, предусмотренной в комплекте поставки телескопа. Без применения подобной линзы телескоп, как правило, выдаёт перевёрнутое изображение рассматриваемого объекта. При астрономических наблюдениях и астрофотографии это в большинстве случаев не критично, однако при рассматривании наземных объектов подобное положение «картинки» вызывает серьёзные неудобства. Оборачивающая линза обеспечивает переворот изображения, позволяя наблюдателю видеть истинное (не перевёрнутое, не отзеркаленное) положение предметов в поле зрения. Встречается данная функция в основном в относительно простых телескопах с невысокой кратностью увеличения и небольшим размером объектива — именно они считаются наиболее подходящими для наземных наблюдений. Отметим, что, помимо «чистых» линз, встречаются также оборачивающие системы на основе призм. Что касается кратности, то она весьма невелика и составляет, как правило, от 1х до 1,5х — это сводит к минимуму влияние на качество изображения (а повыш ть общую степень увеличения удобнее другими способами — например, при помощи описанных выше линз Барлоу).