Optický dalekohled či teleskop je přístroj k optickému přiblížení pomocí dvou soustav čoček nebo zrcadel: objektivu a okuláru, jímž se obraz pozoruje. Hlavními parametry optických dalekohledů jsou světelnost a zvětšení. Opticky účinná plocha objektivu (apertura) určuje světelnost dalekohledu a poměr ohniskových vzdáleností objektivu a okuláru jeho zvětšení.

Podle konstrukce objektivu se optické dalekohledy dělí na:

• dalekohledy (reflektory), jejichž objektiv je tvořen čočkou nebo soustavou čoček.
• dalekohledy (reflektory), jejichž objektiv je tvořen zrcadlem.

Vývoj dalekohledů
První dalekohled si 2. října 1608 nechal patentovat holandský optik Hans Lippershey. Jeho poznatky použil již o rok později známý italský vědec Galileo Galilei a pomocí zdokonaleného dalekohledu, složeného ze spojky a rozptylky učinil řadu převratných objevů, jako jsou Jupiterovy měsíce nebo skvrny na Slunci. Bohužel při pozorování Slunce si nechránil zrak a později oslepl.

Dalekohled dále zdokonalil Johannes Kepler, který použil dvou spojek. Získal tak sice převrácený, ale ostřejší obraz a do jeho dalekohledu bylo možno vložit například nitkový kříž pro přesnější zaměření. Rozvoj astronomických dalekohledů v 18. a 19. století vedl k dalekohledům stále delším (kvůli zvětšení) i hmotnějším (kvůli světelnosti), které byly stále obtížněji použitelné. Nejdelší refraktory měřily kolem 60 m.


Schéma Keplerova dalekohledu: 1 - objektiv, 2 - okulár, 3 - oko, 4 - předmět, 6 - zvětšený obraz, 7 - tubus; f1 - ohnisková vzdálenost objektivu, f2 - ohnisková vzdálenost okuláru

První reflektor, dalekohled se zrcadlem jako objektivem, navrhl Isaac Newton roku 1668 a vyřešil tak problém chromatické čili barevné vady, která vzniká rozdílným indexem lomu pro světlo různé vlnové délky (barvy) v čočce objektivu a projevuje se „duhovými okraji“ pozorovaných předmětů. Od konce 19. století začínají pro astronomické účely převládat reflektory, neboť zrcadla velkých průměrů lze snáze vyrobit a také konstrukce dalekohledu je jednodušší. Největší současné reflektory mají průměr zrcadla kolem 10 m, největší dalekohled v ČR je umístěn v Ondřejově a má průměr zrcadla 2 m. Pro ještě větší projekty se užívá automaticky koordinovaných soustav segmentovaných zrcadel. Také Hubbleův vesmírný dalekohled je reflektor o průměru zrcadla 2,4 m o ohniskové vzdálenosti téměř 60 m.



V poslední době probíhá rychlý vývoj dalekohledů, využívajících techniku adaptivní optiky. Ty umožňují získat velice dobré výsledky i bez nutnosti vyslat dalekohled mimo rušivý vliv zemské atmosféry.



Čočkové dalekohledy (refraktory)
Objektiv refraktoru je čočka nebo soustava čoček, která umožňuje korigovat barevnou vadu (achromát, apochromát). Optická „velikost“ (apertura) objektivu určuje světelnost dalekohledu, ohnisková vzdálenost maximální možné zvětšení. Pro úhlové zvětšení refraktoru platí vztah

Příkladem konstrukce refraktoru může být tzv. hvězdářský (Keplerův) dalekohled. Tento dalekohled je tvořen dvěma soustavami spojných čoček, které mají společnou optickou osu. Objektiv tohoto dalekohledu má velkou ohniskovou vzdálenost f, ohnisková vzdálenost okuláru f₀ je malá. Obrazové ohnisko objektivu splývá s předmětovým ohniskem okuláru. Obraz velmi vzdáleného předmětu vytvořený objektivem se nachází v ohnisku okuláru, přičemž se jedná o obraz skutečný, zmenšený a převrácený. Tento obraz pak pozorujeme okulárem jako lupou. Obraz však zůstává převrácený i po zvětšení okulárem, což je nevýhoda tohoto typu dalekohledu, která je však pro astronomická pozorování nepodstatná.



Zrcadlové dalekohledy (reflektory)
Objektivem reflektoru je primární duté zrcadlo kulové, parabolické případně i hyperbolické, jehož plocha určuje světelnost dalekohledu. Obraz předmětu se odráží ještě tzv. sekundárním zrcadlem a pak pozoruje okulárem. Hlavní výhody reflektorů jsou nepřítomnost barevné vady, snazší výroba velkých zrcadel a výhodnější uspořádání tubusu. Světlo se v nich totiž odráží zrcadly, takže tubus má teoreticky jen poloviční délku a těžké zrcadlo je umístěno na straně pozorovatele, nikoli na vnějším konci tubusu jako objektiv refraktoru. Správně má mít primární zrcadlo parabolický povrch, ale při malé ploše a velké ohniskové vzdálenosti je kulová plocha dostatečnou aproximací pokud nelpíme na špičkové kvalitě obrazu. Kulová plocha má výhodu z hlediska nižších nároků na vytvoření a tím v praxi i nižších výrobních nákladů.

V Cassegrainově dalekohledu se paprsky odražené dutým primárním parabolickým zrcadlem soustředí do malého vypuklého hyperbolického zrcadla, které je odrazí do okuláru, umístěného v ose dalekohledu; primární zrcadlo musí tedy mít uprostřed otvor. Navrhl jej sochař Guillaume Cassegrain (1672). Z původní konstrukce vychází řada dalších modifikací - viz níže. Konstrukčně podobný Cassegrainu je například typ Ritchey-Chrétien, který však jako primární plochu používá plošší hyperbolické zrcadlo a jako sekundární zrcadlo hyperbolické s velkým ohybem. Navíc v ohnisku musí být korekční člen. Takovýto typ dalekohledu však odstraňuje vadu parabolických reflektorů, která se nazývá koma. Typ Ritchey-Chrétien využívá většina velikých dalekohledů současnosti včetně Hubbleova vesmírného dalekohledu.



V Newtonově dalekohledu se oproti Cassgrainově konstrukci používá rovinné sekundární zrcadlo, které odráží paprsky do okuláru na boku přístroje. Dalekohled je tvořen tubusem, ve kterém se nachází primární a sekundární zrcadlo. Primární zrcadlo má parabolický tvar a je uloženo ve spodní části tubusu. Přijímá přicházející světlo a odráží ho do svého ohniska, kde je umístěno malé sekundární zrcadlo, které odráží paprsky mimo tubus do okuláru. Optická soustava dvou zrcadel a okulárů způsobuje, že vzniklý obraz je převrácen stranově a pólově. Je proto vhodný pro astronomická pozorování, kde obrazová převrácenost nevadí. Pro pozemské použití lze okulár doplnit hranoly, které upraví obraz do správné polohy.

---

---