Телескопы и методы астрономических наблюдений

Июль 26, 2022

Главная
Физика
Телескопы и методы астрономических наблюдений

Содержание

3. Формулы для расчёта телескопа Сначала три основных понятия: Апертура телескопа (D) Фокусное расстояние телескопа (F) Кратность
4. Светосила Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F. чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит
5. Разрешающая способность (b) Разрешающая способность телескопа - наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они
6. Предельная звёздная величина (m) Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости от апертуры: m=2.1+5*lg(D),
8. Выходной зрачок телескопа = D/Г Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что
9. Поле зрения телескопа Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / Г Поле зрения окуляра указано
10. Дифракция в параллельных лучах. Зеленая кривая – распределение интенсивности в фокальной плоскости (масштаб по оси x
11. Дифракционное изображение точечного источника. В центральное пятно попадает приблизительно 85 % энергии света
14. 140 / D Для увеличения разрешающей способности телескопа следует увеличивать диаметр объектива (либо переходить к более
15. атмосферные ограничения на возможности оптики
16. для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы «искусственную
19. https://www.youtube.com/watch?v=3BpT_tXYy_I
21. Результат очевиден
22. Аберрации оптических систем (от латинского aberratio – отклонение) – искажения, ошибки, или погрешности изображений, формируемых оптическими
23. 2. Кому. Так называют аберрацию, которая возникает во время косого прохождения световых лучей через оптическую систему.
24. 4. Дисторсию. Так называется аберрация, характеризующаяся нарушением геометрического подобия между объектом и изображением объекта. Она обуславливается
25. В то же время существует и хроматическая аберрация. Наблюдается связь этог о вида аберрации и зависимости
26. интерферометры, их устройство и возможности, Конструкция и принцип работы
30. На этом фото – цветная версия первых интерферометрических наблюдений MATISSE звезды Сириус методом сложения сигналов от
38. а также это устройство, позволяет быстро переключать фокальную плоскость на другое оборудование, например, спектрограф.
41. Скачать презентацию

Слайд 2

Слайд 3

Формулы для расчёта телескопа
Сначала три основных понятия: Апертура телескопа (D) Фокусное расстояние телескопа (F) Кратность телескопа (Г) Сами

формулы: Кратность или увеличение телескопа (Г) Г=F/f, где F - фокусное расстояние объектива, f - фокусное расстояние окуляра. F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г. Максимальное увеличение (Г max) Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива. Принято считать, что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше немного занизить эту величину: Г max=1,5*D, где D - фокусное расстояние объектива. или: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса...

Слайд 4

Светосила
Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F.
чем меньше это отношение,

тем лучше телескоп подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5). А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.

Слайд 5

Разрешающая способность (b)
Разрешающая способность телескопа - наименьший угол между такими двумя близкими

звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну. Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать "чёткость" изображения (да простят меня профессионалы-оптики...). b=138/D, где D - апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги). Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1" (1 секунды). Например, на Луне 1" соответствует кратеру диаметром около 2 км. Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).

Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная разрешающая способность в 1" достигается при апертуре 150мм у рефлекторов и около 125мм у планетников-рефракторов. Более большие телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в горах, где чистая атмосфера, либо в те редкие дни, когда "с погодой везёт"...

Слайд 6

Предельная звёздная величина (m)
Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в

зависимости от апертуры: m=2.1+5*lg(D), где D – диаметр телескопа в мм., lg - логарифм. предельная звёздная величина, доступная нашему глазу через телескоп с апертурой 300мм - около 14,5m. Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.
Приведу для справки таблицу соответствия апертуры телескопа D и предельной звёздной величины:
D, мм m
50 10,6
125 12,6
200 13,6
300 14,5
400 15,1
500 15,6

Слайд 7

Слайд 8

Выходной зрачок телескопа = D/Г Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это

значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. - примерный диаметр человеческого зрачка в темноте). Если выходной зрачок окажется больше, то часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали объектив. На деле удобнее считать "от обратного". Например: Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок будет равен 6 мм. Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое "равнозрачковое увеличение"? f=F/Г. Фокусное расстояние F моего Добсона": 1255мм. Г уже нашли: 41,67 крат. Получается, что нужен окуляр f=30,1мм.

Слайд 9

Поле зрения телескопа
Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра /

Г Поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f. Чем полезно знание поля зрения телескопа? Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты. Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре. Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.
Поле зрения фотографического телескопа легко вычислить тригонометрией

Слайд 10

Дифракция в параллельных лучах. Зеленая кривая – распределение интенсивности в фокальной

плоскости (масштаб по оси x сильно увеличен)

Слайд 11

Дифракционное изображение точечного источника. В центральное пятно попадает приблизительно 85 % энергии

света

Слайд 12

Слайд 13

Слайд 14

140 / D Для увеличения разрешающей способности телескопа следует увеличивать диаметр

объектива (либо переходить к более коротким волнам).

Слайд 15

атмосферные ограничения на возможности оптики

Слайд 16

для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать

в верхних слоях атмосферы «искусственную звезду» (LGS = Laser Guide Star) – маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1². С новой системой адаптивной оптики на VLT получены изображения сверхвысокой четкости

Слайд 17

Слайд 18

Слайд 19

https://www.youtube.com/watch?v=3BpT_tXYy_I

Слайд 20

Слайд 21

Результат очевиден

Слайд 22

Аберрации оптических систем (от латинского aberratio – отклонение) – искажения, ошибки,

или погрешности изображений, формируемых оптическими системами. Причина их возникновения в то, что луч отклоняется от того направления, по которому в близкой к идеалу оптической системе он должен был бы идти. Различные нарушения гомоцентричности (отчетливости, соответствия или окрашенности) в структуре выходящих из оптической системы пучков лучей характеризуют аберрации. Наиболее распространенными видами аберраций оптических систем можно считать:

1. Сферическую аберрацию. Она характеризуется недостатком изображения. При нем испущенные одной точкой объекта световые лучи, проходящие вблизи оси оптической системы, и лучи, проходящие через отдаленные от оси части системы, не собираются в одной точке.

Слайд 23

2. Кому. Так называют аберрацию, которая возникает во время косого прохождения

световых лучей через оптическую систему. В результате этого наблюдается нарушение симметрии пучка лучей относительно его оси и изображение точки (которая создается системой) принимает вид несимметричного пятна рассеяния.

Слайд 24

4. Дисторсию. Так называется аберрация, характеризующаяся нарушением геометрического подобия между объектом

и изображением объекта. Она обуславливается неодинаковостью линейного оптического увеличения на разных участках изображения.

5. Кривизну поля изображения. При этой аберрации наблюдается процесс, когда изображение плоского предмета получается резким на искривленной поверхности, а не на плоскости, как должно было.

Слайд 25

В то же время существует и хроматическая аберрация. Наблюдается связь этог

о вида аберрации и зависимости показателя преломления оптических сред от длины волны света. Проявления этой аберрации наблюдаются в оптических системах, в которые входят элементы из преломляющих материалов. Как пример, линзы. Отметим также, что зеркалам свойственна ахроматичность.

Слайд 26

интерферометры, их устройство и возможности, Конструкция и принцип работы

Слайд 27

Слайд 28

Слайд 29

Слайд 30

На этом фото – цветная версия первых интерферометрических наблюдений MATISSE звезды

Сириус методом сложения сигналов от четырех Вспомогательных телескопов VLT. Цвета представляют изменяющиеся длины волн полученных данных: голубой соответствует более коротким волнам, красный – более длинным. Наблюдения выполнялись в инфракрасных лучах, так что эти цвета условные, человеческий глаз эту область спектра не воспринимает.

Слайд 31

Слайд 32

Слайд 33

Слайд 34

Слайд 35

Слайд 36

Слайд 37

Слайд 38

а также это устройство, позволяет быстро переключать фокальную плоскость на другое

оборудование, например, спектрограф.

Слайд 39