(5 оценок, среднее: 4,80 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Оптические характеристики телескопа
Все предметы источают либо отражают свет. Часть его попадает на зрачок глаза, проходит вовнутрь и вызывает чувство света. Если света не много, предмет виден плохо либо не виден совершенно. Если любым образом прирастить количество света, попадающего в глаз, видимость можно сделать лучше.
Поперечник объектива телескопа еще больше, чем зрачок, и собирает намного больше света. Это дозволяет регистрировать весьма слабенькие звёзды и остальные светила — в 100 млн раз слабее, чем видимые невооружённым глазом.
При наблюдении небесных тел невооружённым глазом существует и иная трудность. Посмотрев на Луну, мы лицезреем на её поверхности тёмные пятна. Сказать что-либо о их природе по наружному виду достаточно тяжело, охото рассмотреть наиболее маленькие детали. Но обычному глазу это труднодоступно, невзирая на достаточное количество света. Понятно, что, если б видимый размер Луны был еще больше, мы смогли бы разглядеть её подробнее. Пользуясь научной терминологией, мы скажем: угол, под которым видна Луна, очень мал. Самый обычный метод прирастить угол, под которым виден предмет, — это приблизиться к нему.
Итак, телескоп нужен для того, чтоб, во-1-х, прирастить количество света, приходящего от небесного тела, а во-2-х, чтоб отдать возможность изучить маленькие детали наблюдаемого объекта. Способность телескопа демонстрировать (либо регистрировать при помощи устройств) слабенькие звёзды именуется проницающей силой, а способность различать маленькие детали — разрешающей силой. Разглядим, от чего же зависят эти свойства телескопа.
Чудилось бы, проницающая сила обязана быть пропорциональна площади объектива: чем больше площадь, тем больше устройство собирает света и тем наиболее слабенькие объекты видны. По сути возможность фиксировать слабенький световой сигнал зависит от уровня фона, на котором он проявляется. По данной причине, к примеру, звёзды не заметны днём, хотя и источают столько же света, что и ночкой. Броский фон дневного неба «забивает» их свет. Световые помехи, хотя и маленькие, имеются и ночкой. Потому настоящая проницающая сила телескопа ниже теоретической. При наличии фона (помех) она растёт пропорционально всего только поперечнику (а не площади), что уменьшает выгоду от роста поперечника объектива.
Изображение звезды, построенное телескопом, имеет определённый размер. Если расстояние меж изображениями 2-ух звёзд меньше, чем их размер, они соединятся и узреть их раздельно будет нереально. Разрешающая способность определяется тем, как маленькое изображение светящейся точки строит объектив телескопа. Таковым образом, показателем свойства объектива является размер изображения светящейся точки: чем он меньше, тем лучше. Астрологи охарактеризовывают размер изображения величиной угла, под которым оно видно из центра объектива.
Можно на теоретическом уровне оценить малый размер изображения светящейся точки, которое строит объектив. Выраженный в секундах дуги, он равен
а = 206 265•X / D
где X — длина волны света, D — поперечник объектива. Эта величина и служит мерой разрешающей возможности телескопа. Длина волны света, к которому более чувствителен глаз, — 555 нм. Подставив в формулу это число и поперечник, равный, к примеру, 13 см, получим разрешение около 0,9″. Другими словами, если следить с помощью телескопа поперечником 13 см две звезды схожей яркости, находящиеся на небе на расстоянии 0,9″, можно возлагать узреть, что это две звезды, а не одна.
Не считая проницающей и разрешающей силы есть и остальные принципиальные свойства телескопа. Поведаем о фокусном расстоянии, увеличении, поле зрения и светосиле телескопа.
Телескоп состоит из объектива и окуляра. свет от звёзд, расположенных весьма далековато от объектива, проходит через него и собирается в фокальной плоскости. Расстояние от объектива до данной плоскости именуется фокусным расстоянием объектива. Дальше свет попадает в окуляр и потом в глаз наблюдающего.
Угловой размер изображения в телескопе больше углового размера объекта на небе. Отношение этих углов именуется повышением телескопа. Оно равно F/f, где F — фокусное расстояние объектива, a f — фокусное расстояние окуляра.
Окуляр применять не непременно. Можно поставить в фокусе приёмник света, к примеру фотопластинку. И в этом случае чем больше фокусное расстояние объектива, тем крупнее будет изображение. Взяв два объектива с схожими поперечниками, но различными фокусными расстояниями, мы получим два изображения небесного тела различных размеров. Но количество света, попавшего в каждое из их, идиентично, так что освещённость большего изображения окажется меньше.
Если мы желаем, увеличивая размер изображения, сохранить его освещённость, придётся сразу с повышением фокусного расстояния объектива наращивать и его поперечник. Отношение D/F (т. е. поперечника к фокусному расстоянию) именуют относительным отверстием либо светосилой объектива. Если светосилы 2-ух объективов схожи, то схожи и освещённости изображений небесных тел.
При конструировании телескопа его светосилу рассчитывают, исходя из тех задач, для которых этот телескоп строится. Телескопы с большенный светосилой необходимы, к примеру, для исследования слабосветящихся туманностей. Большая светосила имеющихся телескопов равна примерно 1/2.
В конце концов, весьма принципиальной чертой телескопа является его поле зрения. одна фото на телескопе с огромным полем зрения указывает много небесных тел. Но нужно позаботиться о том, чтоб и в центре поля зрения, и на его краю изображения звёзд были резкими. Для этого приходится строить особые телескопы, объектив которых состоит из линзы и зеркала. Таковыми телескопами являются телескопы Шмидта и Максутова. Они используются для фотографирования неба. Размер поля зрения у этих инструментов 5 — 6° при неплохом качестве изображений. У огромных телескопов-рефлекторов поле не превосходит, как правило, 1 °. Для сопоставления: поперечник Луны на небе около 0,5°.
Изобретение телескопа Галилея
В весеннюю пору 1609 г. доктор арифметики института итальянского городка Падуи вызнал о том, что один голландец изобрёл изумительную трубу. Удалённые предметы, если их рассматривать через неё, казались наиболее близкими. Взяв кусочек свинцовой трубы, доктор вставил в неё с 2-ух концов два очковых стекла: одно — плосковыпуклое, а другое — плосковогнутое. «Прислонив мой глаз к плосковогнутой линзе, я узрел предметы большенными и близкими, потому что они казались находящимися на одной трети расстояния по сопоставлению с наблюдением невооружённым глазом», — писал Галилео Галилей.
доктор решил показать собственный инструмент друзьям в Венеции. «Почти все знатные люди и сенаторы подымались на самые высочайшие колокольни церквей Венеции, чтоб узреть паруса приближающихся кораблей, которые находились при всем этом так далековато, что им требовалось два часа полного хода, чтоб их увидели глазом без моей зрительной трубы», — докладывал он.
Очевидно, у Галилея в изобретении телескопа (от греч. «теле» — «вдаль», «далековато» и «скопео» — «смотрю») были предшественники. Сохранились легенды о детях очкового мастера, которые, играя с собирающими и рассеивающими свет линзами, вдруг нашли, что при определённом расположении относительно друг друга две линзы могут создавать увеичивающую систему. Имеются сведения о зрительных трубах, сделанных и продававшихся в Голландии до 1609 г. Главной индивидуальностью Галиле-ева телескопа было его высочайшее свойство. Убедившись в нехорошем качестве очковых стёкол, Галилей начал шлифовать линзы сам. Некие из их сохранились до наших дней; их исследование показало, что они совершенны исходя из убеждений современной оптики. правда, Галилею пришлось выбирать: понятно, к примеру, что, обработав 300 линз, он отобрал для телескопов всего несколько из их.
Но трудности производства высококлассных линз были не самым огромным препятствием при разработке телескопа. По воззрению почти всех учёных того времени, телескоп Галилея можно было разглядывать как дьявольское изобретение, а его создателя следовало выслать на допрос в инквизицию. Ведь люди лицезреют поэтому, задумывались они, что из глаз выходят зрительные лучи, ощупывающие всё место вокруг. Когда эти лучи натыкаются на предмет, в глазу возникает его образ. Если же перед глазом поставить линзу, то зрительные лучи скривятся и человек увидит то, чего же в реальности нет.
Таковым образом, официальная наука времён Галилея полностью могла считать видимые в телескоп светила и удалённые предметы игрой разума. Всё это учёный отлично осознавал и нанёс удар первым. Демонстрация телескопа, при помощи которого можно было найти далёкие, невидимые глазом корабли, уверила всех сомневавшихся, и телескоп Галилея моментально распространился по Европе.
Телескопы Гевелия, Гюйгенса-Кеплера и парижской обсерватории
Отпрыск безбедного гражданина польского городка Гданьска Ян Гевелий занимался астрономией с юношества. В 1641 г. он выстроил обсерваторию, на которой работал совместно с супругой Елизаветой и ассистентами. Гевелий сделал последующий шаг в деле усовершенствования зрительных труб.
У телескопов Галилея был значимый недочет. Показатель преломления стекла зависит от длины волны: красноватые лучи отклоняются им слабее, чем зелёные, а зелёные — слабее, чем фиолетовые. Как следует, обычная линза даже идеального свойства имеет для бардовых лучей большее фокусное расстояние, чем для фиолетовых. Наблюдающий будет фокусировать изображение в сине-зелёных лучах, к которым глаз ночкой чувствительнее всего. В итоге калоритные звёзды будут смотреться как сине-зелёные точки, окружённые красноватой и голубой каемкой. Это явление именуется хроматической аберрацией; очевидно, оно очень мешает наблюдению звёзд, Луны и планет.
Теория и опыт проявили, что воздействие хроматической аберрации можно уменьшить, если применять в качестве объектива линзу с весьма огромным фокусным расстоянием. Гевелий начал с объективов с 20-метровым фокусом, а самый длиннющий его телескоп имел фокусное расстояние около 50 м. Объектив соединялся с окуляром 4-мя древесными планками, в которые было вставлено огромное количество диафрагм, делавших систему наиболее жёсткой и защищавших окуляр от стороннего света. Всё это подвешивалось при помощи системы канатов на высочайшем столбе; наводился телескоп на подходящую точку неба при помощи нескольких человек, по-видимому отставных матросов, знакомых с обслуживанием подвижных судовых снастей.
Линзы Гевелий сам не изготовлял, а брал их у 1-го варшавского мастера. Они были так совершенны, что при размеренной атмосфере удавалось узреть дифракционные изображения звёзд. Дело в том, что даже самый совершенный объектив не может выстроить изображение звезды в виде точки. Из-за волнового нрава света в телескоп с неплохой оптикой звезда смотрится как маленькой диск, окружённый светлыми кольцами убывающей яркости. Такое изображение именуется дифракционным. Если оптика телескопа несовершенна либо атмосфера беспокойна, дифракционной картины уже не видно: звезда представляется наблюдающему пятнышком, размер которого больше дифракционного. Такое изображение именуют атмосферным диском.
Нидерландские астрологи братья Христиан и Константин Гюйгенсы строили Галилеевы телескопы по-своему. Объектив, укреплённый на шаровом шарнире, помещался на столбе и мог при помощи особенного приспособления устанавливаться на подходящей высоте. Оптическая ось объектива направлялась на исследуемое светило наблюдателем, поворачивавшим его при помощи крепкого шнурка. Окуляр монтировался на треноге.
25 марта 1655 г. Христиан Гюйгенс открыл Титан — самый броский спутник Сатурна, также рассмотрел на диске планетки время они наблюдались с ребра. «В 1656 году, — писал он, — мне удалось разглядеть в телескоп среднюю звезду Клинка Ориона. Заместо одной я узрел двенадцать, три из их практически что касались друг друга, а четыре остальных светили через туманность, так что место вокруг их чудилось существенно наиболее броским, чем остальная часть неба, казавшаяся совсем чёрной. Как как будто наблюдалось отверстие в небе, через которое видна наиболее колоритная область».
Гюйгенс полировал объективы сам, а его «воздушная труба» оказалась шагом вперёд по сопоставлению с «длинноватыми трубами» Гевелия. Выдуманный им окуляр просто сделать, и он употребляется до сего времени.
Высочайший уровень мастерства, заложенный Галилеем, содействовал расцвету итальянской оптической школы. В конце XVII в. строилась Парижская обсерватория; она была вооружена несколькими телескопами системы Галилея. При помощи 2-ух таковых инструментов и 40-метрового телескопа 1-ый её директор, итальянец Джованни Доменико Кассини, открыл четыре новейших спутника Сатурна и изучал вращение Солнца.
Превосходный германский астролог Иоганн Кеплер получил телескоп Галилея на куцее время от 1-го из друзей. Он одномоментно сообразил, какие достоинства приобретёт этот устройство, если поменять рассеивающую линзу окуляра на собирающую. Кеплеров телескоп, дающий в отличие от Галилеева перевёрнутое изображение, применяется везде и по сей денек.
Рефлекторы Ньютона-Гершеля
Главный недочет Галилеевых труб — хроматическую аберрацию — взялся убрать Исаак Ньютон. Поначалу в качестве объектива он желал применять две линзы — положительную и отрицательную, которые имели бы разную оптическую силу, но обратную по знаку хроматическую аберрацию. Ньютон перепробовал несколько вариантов и пришёл к неверному выводу, что создание ахроматического линзового объектива нереально. (правда, современники свидетельствуют, что эти опыты он проводил в большенный спешке.)
Тогда Ньютон решил покончить с данной неувязкой конструктивно. Он знал, что ахроматическое изображение удалённых предметов строит на собственной оси вогнутое зеркало, сделанное в виде параболоида вращения. Пробы сконструировать отражательные телескопы в то время уже делались, но фуррором они не увенчались. Причина была в том, что в применявшейся до Ньютона двухзеркальной схеме геометрические свойства обоих зеркал должны быть строго согласованы. А этого оптикам как раз и не удавалось достигнуть.
Телескопы, у каких роль объектива делает зеркало, именуются рефлекторами (от лат. reflectere — «отражать») в отличие от телескопов с линзовыми объективами -рефракторов (т лат. refractus — «преломлённый»). Ньютон сделал собственный 1-ый рефлектор с одним вогнутым зеркалом. Другое маленькое плоское зеркало направляло построенное изображение вбок, где наблюдающий разглядывал его в окуляр. Этот инструмент учёный сделал своими руками в 1668 г. Длина телескопа составляла около 15 см. «Сравнивая его с неплохой Галилеевой трубой длиной в 120 см, — писал Ньютон, — я мог читать на большем расстоянии при помощи моего телескопа, хотя изображение в нём было наименее броским».
Ньютон не только лишь отполировал зеркало первого рефлектора, да и разработал рецепт так именуемой зеркальной бронзы, из которой он отлил заготовку зеркала. В обыденную бронзу (сплав меди и олова) он добавил некое количество мышьяка: это улучшило отражение света; к тому же поверхность легче и лучше полировалась. В 1672 г. француз, педагог провинциального лицея (по остальным данным, конструктор) Кассегрен предложил конфигурацию двухзеркальной системы, 1-ое зеркало в какой было параболическим, 2-ое же имело форму выпуклого гиперболоида вращения и размещалось соосно перед фокусом первого. Эта конфигурация весьма комфортна и на данный момент обширно применяется, лишь основное зеркало сделалось гиперболическим. Но в то время сделать кассегреновский телескоп так и не смогли из-за проблем, связанных с достижением подходящей формы зеркала.
Малогабаритные, лёгкие в воззвании качественные рефлекторы с металлическими зеркалами к середине XVIII в. вытеснили «длинноватые трубы», обогатив астрономию почти всеми открытиями.
В то время на британский престол была призвана Ганноверская династия; к новенькому королю устремились его сограждане — немцы. Одним из их был Уильям Гершель, музыкант и сразу профессиональный астролог.
Убедившись в том, как тяжело обращаться с Галилеевыми трубами, Гершель перешёл к рефлекторам. Он сам отливал заготовки из зеркальной бронзы, сам шлифовал и полировал их; его оптический станок сохранился до наших дней. В работе ему помогали брат Александр и сестра Каролина; она вспоминала, что весь их дом, включая спальню, был превращён в мастерскую. При помощи 1-го из собственных телескопов Гершель открыл в 1778 г. седьмую планетку Солнечной системы, нареченную потом Ураном.
Гершель безпрерывно строил всё новейшие и новейшие рефлекторы. Повелитель покровительствовал ему и отдал средства на стройку большого рефлектора поперечником 120 см с трубой длиной 12м. Опосля долголетних усилий телескоп был закончен. Но работать на нём оказалось тяжело, а по своим качествам он не превзошёл наименьшие телескопы настолько существенно, как подразумевал Гершель. Так родилась 1-ая заповедь телескопостроителей: «Не делайте огромных скачков».
Однолинзовые длинноватые рефракторы достигнули в XVII в. мыслимых пределов совершенства; астрологи научились отбирать для их объективов качественные заготовки стекла, буквально обрабатывать и монтировать их. Развивалась теория прохождения света через оптические детали (Декарт, Гюйгенс).
Без преувеличения можно сказать, что создание современных больших рефлекторов крепко стоит на заложенном в XVII-XVIII вв. фундаменте. Измененная конфигурация Кассегрена осуществляется во всех без исключения современных ночных телескопах. Искусство воззвания с металлическими зеркалами, допустимый прогиб которых при любом положении телескопа не должен превосходить малых толикой микрометра, привело в конце концов к созданию высокосовершенных управляемых ЭВМ (Электронная вычислительная машина — комплекс технических средств, предназначенных для автоматической обработки информации в процессе решения вычислительных и информационных задач) оправ зеркал телескопов-гигантов. Оптические схемы неких окуляров того времени употребляются до сего времени. В конце концов, конкретно тогда возникли зачатки научных способов исследования формы поверхностей оптических частей, которые в наши деньки выкристаллизовались в законченную научную дисциплину — технологию производства большой оптики.
Уравновешивание телескопа
Для обеспечения обычной работы часового механизма и удобства в работе при наведении телескопа на объект при отпущенных зажимах, телескоп должен быть стопроцентно уравновешен в собственных подвижных частях и находиться в безразличном равновесии. Для этого центр масс телескопа и всех доп приспособлений должен находиться в месте пересечения полярной оси и оси склонения.
Достигается это навешиванием доп грузов либо их перемещением по оси противовеса и вдоль трубы телескопа. При смене подвесного оборудования часто наблюдающему самому нужно делать уравновешивание.
Телескоп на экваториальной монтировке нужно выверить в 4 положениях:
— в 2-ух положениях для проверки равновесия вокруг оси склонения в меридиане (горизонтальном и вертикальном),
— и в 2-ух положениях для проверки равновесия вокруг полярной оси (в меридиане и в первом вертикале).
Для уравновешивания телескопа вокруг оси склонения ставим телескоп в горизонтальное положение (в меридиане). Снимая либо добавляя грузы к окулярному либо беспристрастному концам, добиваемся того, чтоб телескоп был уравновешен в этом положении. Тогда центр масс трубы телескопа находится на вертикальной полосы, проходящей через центр оси склонения. В общем случае эти две точки по вертикали одна с иной не совпадут.
Дальше следует телескоп навести в зенит, потому что это положение более чувствительно для контроля несовпадения 2-ух обозначенных точек, находящихся в данном случае на горизонтальной полосы. Покачивая телескоп в направлении север-юг и добавляя либо снимая грузы на окулярном конце, добиваемся равновесия телескопа. Если это достигнуто, то телескоп идиентично просто идет в направлении юга и севера и находится в безразличном равновесии относительно оси склонения.
Опосля этого фиксируем телескоп зажимом по склонению и слегка качаем вокруг полярной оси. Перемещая главный противовес на обратном конце оси склонения, добиваемся того, чтоб телескоп идиентично просто двигался в направлении на запад и восток. Если это достигнуто, то центр масс подвижных частей телескопа будет находиться в вертикальной плоскости, проходящей через полярную ось, но, он может еще не находиться на пересечении оси склонения и полярной оси, а быть может выше либо ниже места этого пересечения, что скажется при выводе телескопа из меридиана.
Чтоб добиться совпадения центра масс с пересечением оси склонения и полярной оси, нужно переместить телескоп в плоскость первого вертикала, т.к. это положение более чувствительно к несовпадению этих центров. Контролируем легкость перемещения в обе стороны методом качания телескопа и добавляем в подходящем месте доп грузы. Пространство установки грузов, их вес и размещение определяется специфичностью конструкции телескопа. Следует держать в голове, что грузы следует перемещать лишь вдоль оси склонения, чтоб не нарушить ранее произведенную регулировку.
Для окончательного контроля телескоп быть может ориентирован в северный полюс неба при 2-ух различных часовых углах, различающихся на 90°. В этом положении ошибки в равновесии вокруг оси склонения сказываются минимальным образом и легкость перемещения телескопа вокруг полярной оси гласит о неплохом равновесии вокруг крайней. Если повторить все четыре обозначенные операции по несколько раз, то поочередными приближениями можно достигнуть неплохого уравновешивания телескопа.
Для наиболее кропотливого уравновешивания может быть применение пружинного динамометра для количественной оценки усилий при перемещении телескопа относительно всех направлений.
Уравновешивание телескопа гарантирует неплохую работу часового механизма при всех положениях телескопа, также избавляет нежданное самопроизвольное движение трубы телескопа при отжатых зажимах.
Для того, чтоб телескоп смотрел за звездой, нужен часовой механизм, который должен сказать постоянную скорость поворота трубы телескопа для компенсации дневного вращения Земли. Но по сути эффект рефракции и эффект гнутия трубы приводит к необходимости вращать телескоп с изменяющейся скоростью. Также при наблюдении Луны либо комет приходится перемещать телескоп со скоростью, хорошей от скорости движения звезд. Во всех вариантах нужно гидирование, т. е. зрительный контроль положения звезды на кресте нитей в окуляре и, подправление в случае необходимости микрометренными винтами.
При отсутствии часового механизма гидирование приходится делать неизменным неспешным вращением микрометренных винтов вручную. На больших телескопах для гидирования параллельно основному телескопу устанавливается вспомогательный телескоп, лучше такового же фокусного расстояния, снаряженный окуляром с сетью либо крестом нитей в поле зрения.
]]>