O firmie celestron

Celestron to wiodący specjalista na rynku w dziedzinie produkcji teleskopów i lornetek oraz innego osprzętu optycznego z mikroskopami włącznie. Firma Celestron wyprodukowała pierwszy teleskop w roku 1960, plasując się od początku na wysokim miejscu na liście najbardziej znanych producentów sprzętu optycznego.

Od tego czasu trwała olbrzymia ekspansja teleskopów Celestron'a na cały świat. Produkty Celestron sprzedawane są na całym świecie. Również na przykładzie tej firmy można śmiało powiedzieć, że amerykański sen się ziścił, również Celestron jako początkowo małe prywatne przedsiębiorstwo rozwinął się na skalę wielkiej fabryki produkującej wysokiej jakości przyrządy optyczne dostosowane do różnych potrzeb i zasobności kieszeni. Siedziba Celestron'a mieści się w Torrance, w Kaliforni.

O teleskopie

Przygoda z obserwację nieba rozpoczęła się w roku 1609, włoski uczony Galileo podarował światu pierwszy teleskop, czyniąc tym samym milowy krok na drodze postępu i poznania uniwersum. Fascynacja niebem i wszechświatem nadal trwa! Zmieniły się jednak narzędzia i metody badań, dzięki którym możemy o wiele więcej zaobserwować. Szybki rozwój technologii sprawił, że obecnie każdy z nas może czynić to, za co w początkach XVI i XVII wieku prześladowano pierwszych astronomów. Dziś nie trzeba już samodzielnie konstruować teleskopu. Wystarczy go zakupić, zapoznać się z podstawami astronomii i już można podążać drogą mleczną lub podglądać pierścienie Saturna.

Oferta teleskopów Celestrona jest bardzo szeroka. Można w niej znaleźć teleskopy o bardzo prostej konstrukcji przeznaczone dla początkujących użytkowników oraz bardzo zaawansowane technologicznie teleskopy zwierciadlane z możliwością sterowania automatycznego sprzężonego z programem komputerowym, dzięki czemu twoje badania będą jeszcze bardziej szczegółowe.

Zadaniem teleskopu astronomicznego jest zebranie jak największej ilości promieniowania emitowanego przez odległe i zazwyczaj bardzo słabe obiekty, dlatego podstawowym parametrem określającym możliwości teleskopu jest średnica jego obiektywu. Od średnicy tej zależy również zdolność rozdzielcza instrumentu, czyli możliwość rozróżniania szczegółów obrazu tworzonego przez teleskop. Fakt ten wynika z falowej natury światła. Zdolność rozdzielcza teleskopu o średnicy D przy długości fali l wynosi w przybliżeniu l/D radianów, co dla światła widzialnego daje w przybliżeniu 15"/D (D w cm). Teoretyczną zdolność instrumentu ograniczają zjawiska atmosferyczne, i dlatego w zależności od warunków atmosferycznych zdolność rozdzielcza wynosi od 0.5" (najlepsze warunki) do nawet 60"; w Polsce seeing rzadko bywa lepszy niż 2".

Wśród teleskopów możemy wyróżnić refraktory oraz reflektory.

Refraktor, czyli teleskopu, w którym rolę obiektywu spełnia układ dwóch i więcej soczewek, których odpowiedni dobór krzywizn, współczynników załamania szkła i wzajemnego położenia zapewnia znaczne zmniejszenie wad całego układu (przede wszystkim aberracji chromatycznej spowodowanej różnym załamywaniem fal o różnych długościach). Poniżej, po prawej przedstawiono bieg światła w typowym dublecie achromatycznym.

Taki układ dwóch soczewek zapewnia korekcję aberracji chromatycznej dla dwóch barw światła - czerwonej i niebieskiej. Bardziej skomplikowane obiektywy - apochromatyczne korygują ponadto aberrację chromatyczną dla barwy zielonej. Obraz tworzony w ognisku przez obiektyw można oglądać przez okular, spełniający tu rolę lupy. Kątowe powiększenie takiego teleskopu równe jest stosunkowi ogniskowej obiektywu i okularu, przez dobór odpowiedniego okularu możemy więc łatwo zmieniać powiększenie instrumentu.

Maksymalne użyteczne powiększenie zależy od zdolności rozdzielczej obiektywu, a więc od jego średnicy. Posiadając teleskop o średnicy obiektywu 15 cm, jego (teoretyczna) zdolność rozdzielcza wynosi 1", a maksymalne użyteczne powiększenie będzie takie, przy którym 1" obserwowanego obiektu będzie powiększona do rozmiarów kątowych, które możemy wygodnie obserwować okiem, np. 2-5', czyli w naszym przypadku maksymalne użyteczne powiększenie będzie wynosiło od 120x do 300x. Praktycznie maksymalne stosowane powiększenia wynoszą 20-25x na każdy cm średnicy obiektywu. Zwiększanie go nie pozwoli nam już ujrzeć żadnych nowych szczegółów w oglądanym obiekcie.

Zdolność rozdzielcza instrumentu określa minimalną odległość na niebie miedzy dwoma punktowymi źródłami światła o tej samej jasności, przy której widziane są jeszcze osobno. Jest ona funkcją średnicy obiektywu i długości fali światła, przy której pracujemy. Dla światła żółtego teoretyczna zdolność rozdzielcza instrumentu wyraża się wzorem r" = 143/D, gdzie D wyrażamy w mm.

jakby w ogóle nie miał osi optycznej, co sprawia, że jest on doskonałym narzędziem do astrofotografii. Z kolei w teleskopie Maskutowa, którego obiektywem jest również zwierciadło sferyczne, aberrację sferyczną usuwa szklany menisk (czyli soczewka wypukło-wklęsła) umieszczony w pobliżu ogniska obiektywu. Zarówno płyta korekcyjna jak i menisk wnoszą do układu pewną aberrację chromatyczną, którą jednak ze względu na jej niewielką wartość można zaniedbać.


Okulary
Bardzo istotnym elementem każdego teleskopu przeznaczonego do obserwacji wizualnych jest okular. Należy kupić zawsze najlepszy okular na jaki nas stać, ponieważ nawet najlepszy teleskop bez dobrego okularu nie jest wiele wart. Do teleskopów zwierciadlanych można polecić z niższej półki cenowej okulary Kellnera bądź Plossla. Te ostatnie wyróżniają się doskonałą jakością otrzymywanego obrazu na całej oglądanej powierzchni.

Można wyróżnić następujące typy okularów:

1. Okulary Huygensa charakteryzują się niewielkim polem widzenia, stosowane są głównie jako okulary mikroskopowe.

2. Okulary ortoskopowe. Jakość obrazu w okularach tego typu jest znacznie lepsza niż w okularach Huygensa. Ten typ dobrze pasuje do refraktorów o długiej ogniskowej.

3. Okulary Kellnera mają stosunkowo duże pole widzenia sięgające 45 o. Są to najczęściej stosowane okulary w popularnym sprzęcie optycznym dostępnym na naszym rynku.

4. Okulary Plossla należą do grupy okularów symetrycznych. Mają one pole widzenia do 55o a otrzymywany obraz jest bardzo dobrej jakości na całej obserwowanej powierzchni.


Kilka ciekawych pojęć z astronomii

WIELKI WYBUCH
To teoria mówiąca o tym, że Wszechświat narodził się jako punkt o niezwykle wysokiej temperaturze i gęstości. Punkt ten uległ potem gwałtownemu rozszerzeniu. Pod koniec pierwszej sekundy od Wielkiego Wybuchu Wszechświat, choć wciąż jeszcze bardzo gorący, zbudowany był już z materii (pod postacią plazmy) niewiele różniącej się od obecnie występującej (tworzyły ją protony, neutrony, elektrony, neutrina i fotony). Po ok. 100 s od chwili początkowej zaczęły powstawać jądra złożone (deuter).

Materia wypełniająca obecnie Wszechświat zgromadzona jest w hierarchiczne struktury (supergromady galaktyk, gromady galaktyk, galaktyki, gromady gwiazd kuliste i otwarte, gwiazdy). W każdej skali rozróżnić można skupiska materii i obszary prawie jej pozbawione. Wyjaśnienie istnienia tej struktury stanowi istotną trudność współczesnej kosmologii.

GALAKTYKI
To nic innego, jak olbrzymie systemy gwiazdowo-pyłowe zawierające miliardy gwiazd. Jedną z wielu miliardów gwiazd we Wszechświecie jest nasze Słońce.

Najbliższymi nam galaktykami, poza naszą, widocznymi gołym okiem, są małe galaktyki nazwane Wielkim i Małym Obłokiem Magellana (półkula południowa) oraz M 31 - Wielka Mgławica w Andromedzie, będąca dużą galaktyką bardzo podobną do naszej (półkula północna).

W uproszczeniu galaktyki mają kształt dysku okrążającego masywne jądro, które może kryć czarną dziurę. Istnieje kilka sposobów klasyfikacji galaktyk. Najprostszy, dzieli galaktyki w oparciu o cechy morfologiczne. Wyróżnia się galaktyki:

• eliptyczne,
• spiralne
• spiralne z poprzeczką (gdzie spiralna struktura pojawia się w pewnej odległości od środka)
• nieregularne.
Galaktyki pośrednie między spiralnymi a eliptycznymi nazywa się soczewkowatymi. Galaktyki nie mieszczące się w podanych typach nazywa sie galaktykami pekularnymi.

Inny podział galaktyk, opierając się na charakterystyce widma promieniowania elektromagnetycznego w całym zakresie energetycznym, dzieli je na:

• normalne
• osobliwe
W galaktykach osobliwych ilość wypromieniowanej energii nie może być wytłumaczona nukleosyntezą w gwiazdach (nukleosynteza - w fizyce ogół reakcji jądrowych prowadzących do powstawania nowych jąder atomowych).

Nasza Galaktyka należy do stosunkowo dużych. Jest galaktyką spiralną. Obserwowana na niebie Droga Mleczna to nic innego, jak nasza Galaktyka widziana od środka (większość obiektów w galaktyce wykazuje tendencję do zagęszczania się w pobliżu pewnej płaszczyzny). Nasze Słońce leży blisko płaszczyzny równika naszej Galaktyki, w odległości 8 parseków na północ (w północnym kierunku osi ziemskiej) od płaszczyzny równika Galaktyki. Odległość Słońca od środka Galaktyki wynosi 10 kiloparseków (1 parsek = 3,262 roku świetlnego, a rok świetlny to odległość jaką pokona świtło w próżni w ciągu 1 roku zwrotnikowego). Nasza Galaktyka posiada około 200 mld gwiazd.
Oprócz galaktyk zaobserwować można we Wszechświecie obiekty podobne do nich, zwane Kwazarami.

Kwazary
Quasi stellar object - niby-gwiazdowy obiekt. Są to najodleglejsze spośród obserwowanych obiektów. Bardzo mało jeszcze dziś wiadomo o nich. Nie mogą być to gwiazdy, gdyż te oddalone o kilkanaście mld lat świetlnych od Ziemi są niewidoczne, nawet przez największe teleskopy. Niemożliwe jest również by były to galaktyki, gdyż w krótkim czasie zmieniają swoją jasność (niemożliwe jest by wszystkie gwiazdy w galaktyce jednocześnie mrugały). Kwazary są mniejsze od galaktyki, ale mają podobną masę. Produkują olbrzymie ilości energii, emitują silne promieniowanie rentgenowskie i radiowe. Najprawdopodobniej są to odległe jądra galaktyk.

CZARNE DZIURY (kollapsary)
Obiekty mające tak silne pole grawitacyjne, że niemożliwe jest przesłanie z nich na zewnątrz żadnej informacji.
Powstają w wyniku zapadania grawitacyjnego ciał o dużej masie i gęstości. Mogą stanowić (oprócz białych karłów i gwiazd neutronowych) końcowy produkt ewolucji gwiazd. Występują prawdopodobnie w kwazarach i jądrach osobliwych galaktyk, których promieniowanie jest wynikiem akrecji (opadania materii na centralne ciało w silnym polu grawitacyjnym). Czarne dziury nie mogą być bezpośrednio obserwowane (światło nie jest w stanie ich opuścić) ale możliwa jest obserwacja procesów zachodzących w otoczeniu tych obiektów.