2. Из каких оптических элементов состоит микроскоп? Объясните назначение объектива и окуляра.
Микроскоп состоит из двух короткофокусных линз - окуляра (ближайшая линза к глазу наблюдателя) и объектива (ближайшая к предмету линза). Окуляр выполняет роль лупы.3. Объясните ход лучей в микроскопе. Напишите выражение для углового увеличения микроскопа. В каких пределах оно может изменяться?
Оно изменяется от 15 до 1200.
Объектив создает перед окуляром увеличенное изображение предмета, а затем окуляр увеличивает это изображение. (Рис. 222 б учебника.)
4. Из каких оптических элементов состоит телескоп-рефрактор? Объясните назначение объектива и окуляра.
Телескоп-рефрактор состоит из объектива и окуляра.
Окуляр выполняет роль лупы, обеспечивая угловое увеличение предмета. Фокусы объектива и окуляра практически совпадают. В окуляре образуется прямое, мнимое, увеличенное изображение.
5. Объясните ход лучей в телескопе-рефракторе. Напишите выражение для углового увеличения телескопа-рефрактора. Чем ограничено применение таких телескопов?
Окуляр обеспечивает угловое увеличение предмета. Фокусы объектива и окуляра практически совпадают. В окуляре образуется прямое, мнимое, увеличенное изображение.
по физике
«Устройство, назначение, принцип работы, типы и история телескопа»
Работу выполнил:
ученик 8 v класса
Рижской шлолы Nr . 66
Юрий Круглов
РИГА
2005 год
Устройство телескопа
Телескоп любого типа имеет объектив и окуляр.
Линза, обращенная к объекту наблюдения, называется Объективом , а линза, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр.
Может быть дополнительная лупа, которая позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения.
Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр. Для наблюдений близких земных предметов суммарное расстояние фокусов должно быть увеличено.Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.
Если линза толще посередине, чем на краях, она называется Собирающей или Положительной , в противном случае – Рассеивающей или Отрицательной.
Прямая, соединяющая центры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.
Tелескоп принято характеризовать угловым увеличением γ. В отличие от микроскопа, предметы, наблюдаемые в телескоп, всегда удалены от наблюдателя.
Назначение телескопа
Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения искуственных спутников Земли), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи.
Первая задача телескопа - создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.
Вторая задача телескопа
– увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра
Принцип работа телескопа
Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше у него размер главного светособирающего элемента - линзы или зеркала, тем больше света он собирает. Важно, что именно общее количество собранного света в конечном счете определяет уровень детализации видимого - будь то удаленный ландшафт или кольца Сатурна. Хотя увеличение, или сила для телескопа тоже важно, оно не имеет решающего значения в достижении уровня детализации.
Типы телескопов
Все телескопы подразделяются на три оптических класса.
Преломляющие телескопы, или рефракторы , в качестве главного светособирающего элемента используют большую линзу-объектив.
Рефракторы всех моделей включают ахроматические (двухэлементные) объективные линзы - таким образом сокращается или практически устраняется ложный цвет, который влияет на получаемый образ, когда свет проходит через линзу. При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.
Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы . Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы. Это отражающие телескопы, и для сбора света и формирования изображения в них используется вогнутое главное зеркало. В рефлекторах ньютоновского типа, маленькое плоское вторичное зеркало отражает свет на стенку главной трубы.
Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.
История телескопа
Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Однако он позволил сделать целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути).
Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение фокусного расстояния объектива значительно улучшает качество изображения.
В 1663 году Грегори создал новую схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало.
Первый телескоп-рефлектор был построен Исааком Ньютоном в 1668 году. Схема, по которой он был построен, получила название «схема Ньютона»..
Длина телескопа составляла 15 см.
В 1672 году Кассегрен предложил схему двухзеркальной системы, вскоре ставшую наиболее популярной. Первое зеркало было параболическим, второе имело форму выпуклого гиперболоида и располагалось перед фокусом первого.
В настоящее время практически все телескопы являются зеркальными.
Самый большой в мире зеркальный телескоп имени Кека имеет диаметр 10 м и находится на Гавайских островах. В России на Кавказе работает телескоп размером 6 м.
В двадцатом веке астрономы сделали много шагов в изучении вселенной.
Эти шаги были бы невозможны без использования больших и сложных телескопов, расположенных на высокогорных лабораториях и управляемых большим количеством квалифицированных специалистов.
Основные формулы, показывающие на что примерно способен телескоп.
Не забывайте только, что это теория, на деле всё сильно зависит от качества изделия, правильности настройки и состояния атмосферы.
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.
А если труба окажется способна на большее - пусть это лучше сюрпризом будет, чем наоборот... Используя линзу Барлоу, можно поднять максимальное увеличение телескопа в разы, но в итоге вы получите всего-лишь размытое пятно больших размеров и никаких дополнительных деталей.
Есть, правда, другой подход: немного более крупные размеры часто позволяют лучше расмотреть тот же объект, несмотря на то, что деталей на нём не прибавится. Наверное поэтому и советуют обычную формулу: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса...
Светосила
Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F. Если не особо заморачиваться, то 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.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 апертуристые 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"...
Однако, не забывайте, что чем больше телескоп, тем ярче изображение, тем виднее более тусклые детали и объекты.
Поэтому, с точки зрения обычного наблюдателя, изображение у больших телескопов всё равно оказывается лучше, чем у маленьких.
Вдобавок, в короткие промежутки времени атмосфера над вами может успокоиться настолько,
что большой телескоп покажет картинку более чёткую, чем при том самом пределе в 1",
а вот маленький телескоп упрётся в это ограничение и будет очень обидно...
Так что, нет особого смысла ограничиваться 150-ю миллиметрами;)
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.
Если возьмётесь расчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина
,
доступная нашему глазу через самый большой "магазинный" телескоп с апертурой 300мм - около 14,5 m .
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 | D, мм | m |
| 32 | 9,6 | 132 | 12.7 |
| 50 | 10,6 | 150 | 13 |
| 60 | 11 | 200 | 13,6 |
| 70 | 11,3 | 250 | 14,1 |
| 80 | 11,6 | 300 | 14,5 |
| 90 | 11,9 | 350 | 14,8 |
| 114 | 12,4 | 400 | 15,1 |
| 125 | 12,6 | 500 | 15,6 |
На деле значения будут немного отличаться из-за разницы световых потерь в разных конструкция телескопов.
При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в линзовых телекопах-рефракторах.
В зеркальных рефлекторах потери выше - очень грубо можно отнять 10-15%.
В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.
Также велики потери в биноклях из-за наличия нескольких преломляющих призм - их я имел ввиду, дав диаметры 32 и 50 мм.
То есть, в биноклях предельная звёздная величина будет гораздо меньше табличной. На сколько - зависит от качества марки бинокля, в частности от качества просветляющего покрытия всех поверхностей - это нельзя предсказать для всех моделей.
Сложные и дорогие окуляры тоже задерживают свет за счёт большего количества линз - неизбежная плата за качество изображения
(хотя, их качественные просветляющие покрытия частично снижают этот недостаток).
То есть, при одинаковой апертуре, в линзовый телескоп-рефрактор с самым простеньким окуляром вы увидите максимум возможного при данном D.
Но, поскольку, рефракторы больших диаметров дороги, то за те же деньги можно взять гораздо более апертуристый рефлектор и увидеть значительно больше.
Выходной зрачок
Выходной зрачок телескопа = D/ГХорошо, 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"?
Вспоминаем: f=F/Г.
Тогда: фокусное расстояние F моего Добсона": 1255мм. "Г" уже нашли: 41,67 крат.
Получается, что мне нужен окуляр f=1255/41,67=30,1мм. Да, примерно такой окуляр и шёл в комплекте:)...
42 крата - это совсем немного, но достаточно для рассматривания звёздных полей, а вот уже для Андромеды маловато...
(Берём окуляр с фокусом покороче. Ура, получается крупнее! Но... темнее. И чем больше кратность, тем темнее будет картинка.)
Это был расчёт для довольно апертуристого телескопа, а какая будет кратность для равнозрачковости в рядовые телескопы - посчитайте сами: одни слёзы... Поэтому и говорят, что "апертура рулит" - чем она выше, там картинка ярче при одинаковой кратности (при одинаковой конструкции телескопов).
Поле зрения телескопа
Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / ГПоле 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.
Теперь, когда примерно ясна взаимосвязь характеристик телескопа, можно другими глазами посмотреть на то,
Телескоп - это уникальный оптический прибор, предназначенный для наблюдения за небесными телами. Использование приборов позволяет рассмотреть самые разные объекты, не только те, которые располагаются недалеко от нас, но и те, которые находятся за тысячи световых лет от нашей планеты. Так что такое телескоп и кто его придумал?
Первый изобретатель
Телескопические устройства появились в семнадцатом веке. Однако по сей день ведутся дебаты, кто изобрел телескоп первым - Галилей или Липперсхей. Эти споры связаны с тем, что оба ученых примерно в одно время вели разработки оптических устройств.
В 1608 году Липперсхей разработал очки для знати, позволяющие видеть удаленные объекты вблизи. В это время велись военные переговоры. Армия быстро оценила пользу разработки и предложила Липперсхею не закреплять авторские права за устройством, а доработать его так, чтобы в него можно было бы смотреть двумя глазами. Ученый согласился.
Новую разработку ученого не удалось удержать втайне: сведения о ней были опубликованы в местных печатных изданиях. Журналисты того времени назвали прибор зрительной трубой. В ней использовалось две линзы, которые позволяли увеличить предметы и объекты. С 1609 года в Париже вовсю продавали трубы с трехкратным увеличением. С этого года какая-либо информация о Липперсхее исчезает из истории, а появляются сведения о другом ученом и его новых открытиях.
Примерно в те же годы итальянец Галилео занимался шлифовкой линз. В 1609 году он представил обществу новую разработку - телескоп с трехкратным увеличением. Телескоп Галилея имел более высокое качество изображения, чем трубы Липперсхея. Именно детище итальянского ученого получило название «телескоп».
В семнадцатом веке телескопы изготавливались голландскими учеными, но они имели низкое качество изображения. И только Галилею удалось разработать такую методику шлифовки линз, которая позволила увеличить четко объекты. Он смог получить двадцатикратное увеличение, что было в те времена настоящим прорывом в науке. Исходя из этого невозможно сказать, кто изобрел телескоп: если по официальной версии, то именно Галилео представил миру устройство, которое он назвал телескопом, а если смотреть по версии разработки оптического прибора для увеличения объектов, то первым был Липперсхей.
Первые наблюдения за небом
После появления первого телескопа были сделаны уникальные открытия. Галилео применил свою разработку для отслеживания небесных тел. Он первым увидел и зарисовал лунные кратеры, пятна на Солнце, а также рассмотрел звезды Млечного Пути, спутники Юпитера. Телескоп Галилея дал возможность увидеть кольца у Сатурна. К сведению, в мире до сих пор есть телескоп, работающий по тому же принципу, что и устройство Галилея. Он находится в Йоркской обсерватории. Аппарат имеет диаметр 102 сантиметра и исправно служит ученым для отслеживания небесных тел.
Современные телескопы
На протяжении столетий ученые постоянно изменяли устройства телескопов, разрабатывали новые модели, улучшали кратность увеличения. В результате удалось создать малые и большие телескопы, имеющие разное назначение.
Малые обычно применяют для домашних наблюдений за космическими объектами, а также для наблюдения за близкими космическими телами. Большие аппараты позволяют рассмотреть и сделать снимки небесных тел, расположенных в тысячах световых лет от Земли.
Виды телескопов
Существует несколько разновидностей телескопов:
- Зеркальные.
- Линзовые.
- Катадиоптрические.
К линзовым относят рефракторы Галилея. К зеркальным относят устройства рефлекторного типа. А что такое телескоп катадиоптрический? Это уникальная современная разработка, в которой сочетается линзовый и зеркальный прибор.
Линзовые телескопы
Телескопы в астрономии играют важную роль: они позволяют видеть кометы, планеты, звезды и другие космические объекты. Одними из первых разработок были линзовые аппараты.
В каждом телескопе есть линза. Это главная деталь любого устройства. Она преломляет лучи света и собирает их в точке, под названием фокус. Именно в ней строится изображение объекта. Чтобы рассмотреть картинку, используют окуляр.
Линза размещается таким образом, чтобы окуляр и фокус совпадали. В современных моделях для удобного наблюдения в телескоп применяют подвижные окуляры. Они помогают настроить резкость изображения.
Все телескопы обладают аберрацией - искажением рассматриваемого объекта. Линзовые телескопы имеют несколько искажений: хроматическую (искажаются красные и синие лучи) и сферическую аберрацию.
Зеркальные модели
Зеркальные телескопы называют рефлекторами. На них устанавливается сферическое зеркало, которое собирает световой пучок и отражает его с помощью зеркала на окуляр. Для зеркальных моделей не характерна хроматическая аберрация, так как свет не преломляется. Однако у зеркальных приборов выражена сферическая аберрация, которая ограничивает поле зрения телескопа.
В графических телескопах используются сложные конструкции, зеркала со сложными поверхностями, отличающиеся от сферических.
Несмотря на сложность конструкции, зеркальные модели легче разрабатывать, чем линзовые аналоги. Поэтому данный вид более распространен. Самый большой диаметр телескопа зеркального типа составляет более семнадцати метров. На территории России самый большой аппарат имеет диаметр шесть метров. На протяжении многих лет он считался самым большим в мире.
Характеристики телескопов
Многие покупают оптические аппараты для наблюдений за космическими телами. При выборе устройства важно знать не только то, что такое телескоп, но и то, какими характеристиками он обладает.
- Увеличение. Фокусное расстояние окуляра и объекта - это кратность увеличения телескопа. Если фокусное расстояние объектива два метра, а у окуляра - пять сантиметров, то такое устройство будет обладать сорокакратным увеличением. Если окуляр заменить, то увеличение будет другим.
- Разрешение. Как известно, свету свойственны преломление и дифракция. В идеале любое изображение звезды выглядит как диск с несколькими концентрическими кольцами, называемыми дифракционными. Размеры дисков ограничены только возможностями телескопа.
Телескопы без глаз
А что такое телескоп без глаза, для чего его используют? Как известно, у каждого человека глаза воспринимают изображение по-разному. Один глаз может видеть больше, а другой - меньше. Чтобы ученые смогли рассмотреть все, что им необходимо увидеть, применяют телескопы без глаз. Эти аппараты передают картинку на экраны мониторов, через которые каждый видит изображение именно таким, какое оно есть, без искажений. Для малых телескопов с этой целью разработаны камеры, подключаемые к аппаратам и снимающие небо.
Самыми современными методами видения космоса стало использование ПЗС камер. Это особые светочувствительные микросхемы, которые собирают информацию с телескопа и передают ее на ЭВМ. Получаемые с них данные настолько четкие, что невозможно представить, какими еще устройствами можно было бы получить такие сведения. Ведь глаз людей не может различать все оттенки с такой высокой четкостью, как это делают современные камеры.
Для измерения расстояний между звездами и другими объектами пользуются специальными приборами - спектрографами. Их подключают к телескопам.
Современный астрономический телескоп - это не одно устройство, а сразу несколько. Получаемые данные с нескольких аппаратов обрабатываются и выводятся на мониторы в виде изображений. Причем после обработки ученые получают изображения очень высокой четкости. Увидеть глазами в телескоп такие же четкие изображения космоса невозможно.
Радиотелескопы
Астрономы для своих научных разработок используют огромные радиотелескопы. Чаще всего они выглядят как огромные металлические чаши с параболической формой. Антенны собирают получаемый сигнал и обрабатывают получаемую информацию в изображения. Радиотелескопы могут принимать только одну волну сигналов.
Инфракрасные модели
Ярким примером инфракрасного телескопа является аппарат имени Хаббла, хотя он может быть одновременно и оптическим. Во многом конструкция инфракрасных телескопов схожа с конструкцией оптических зеркальных моделей. Тепловые лучи отражаются обычным телескопическим объективом и фокусируются в одной точке, где находится прибор, измеряющий тепло. Полученные тепловые лучи пропускаются через тепловые фильтры. Только после этого происходит фотографирование.
Ультрафиолетовые телескопы
При фотографировании фотопленка может засвечиваться ультрафиолетовыми лучами. В некоторой части ультрафиолетового диапазона возможно принимать изображения без обработки и засвечивания. А в некоторых случаях необходимо, чтобы лучи света прошли через специальную конструкцию - фильтр. Их использование помогает выделить излучение определенных участков.
Существуют и другие виды телескопов, каждый из которых имеет свое назначение и особые характеристики. Это такие модели, как рентгеновские, гамма-телескопы. По своему назначению все существующие модели можно разделить на любительские и профессиональные. И это далеко не вся классификация аппаратов для отслеживания небесных тел.
Назначение телескопа.
Телескопы бывают самыми разными - оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения ИСЗ), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи:
1) создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.)
2) собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.
Оптические телескопы - типы и устройство.
Параллельные лучи света (например, от звезды) падают на объектив. Объектив строит изображение в фокальной плоскости. Лучи света, параллельные главной оптической оси, собираются в фокусе F, лежащем на этой оси. Другие пучки света собираются вблизи фокуса - выше или ниже. Это изображение с помощью окуляра рассматривает наблюдатель. Диаметры входного и выходного пучков сильно различаются (входной имеет диаметр объектива, а выходной - диаметр изображения объектива, построенного окуляром). В правильно настроенном телескопе весь свет, собранный объективом, попадает в зрачок наблюдателя.
При этом выигрыш пропорционален квадрату отношения диаметров объектива и зрачка. Для крупных телескопов эта величина составляет десятки тысяч раз. Так решается одна из основных задач телескопа - собрать больше света от наблюдаемых объектов. Если речь идет о фотографическом телескопе - астрографе, то в нем увеличивается освещенность фотопластинки. Вторая задача телескопа - увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляра f. Первый телескоп появился в начале XVII века. История телескопа. Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Он позволил сделать целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути). Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение фокусного расстояния объектива значительно улучшает качество изображения.
Телескопы Галилея (Музей истории науки, Флоренция). Два телескопа укреплены на музейной подставке, В центре виньетки разбитый объектив от первого телескопа Галилея.
Телескоп Гевелия. Телескоп Гевелия имел длину 50 м и подвешивался системой канатов на столбе. Телескоп Озу имел длину 98 метров. При этом он не имел трубы, объектив располагался на столбе на расстоянии почти 100 метров от окуляра, который наблюдатель держал в руках (так называемый воздушный телескоп). Наблюдать с таким телескопом было очень неудобно. Озу не сделал ни одного открытия. Христиан Гюйгенс, наблюдая в 64-метровый воздушный телескоп, открыл кольцо Сатурна и его спутник - Титан, а также заметил полосы на диске Юпитера. Другой крупный астроном того времени, Жан Кассини, с помощью воздушных телескопов открыл еще четыре спутника Сатурна (Япет, Рея, Диона, Тефия), щель в кольце Сатурна (щель Кассини), «моря» и полярные шапки на Марсе. В 1663 году Грегори создал новую схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало. Основная аберрация линзовых объективов - хроматическая - полностью отсутствует в зеркальном телескопе.
Первый в мире телескоп-рефлектор.
Первый телескоп-рефлектор был построен Исааком Ньютоном в 1668 году. Схема, по которой он был построен, получила название «схема Ньютона». Длина телескопа составляла 15 см.
Телескоп Шмидта-Кассергена (см. изображение справа) очень популярен среди астрономов-любителей. 1672 году Кассегрен предложил схему двухзеркальной системы, вскоре ставшую наиболее популярной. Первое зеркало было параболическим, второе имело форму выпуклого гиперболоида и располагалось перед фокусом первого. В настоящее время практически все телескопы являются зеркальными. Сначала зеркала делали из металлических заготовок. Сейчас их изготавливают из стекла, а затем наносят на поверхность тонкий слой серебра (используется в основном любителями) или алюминия, который напыляется в вакууме.
Телескоп им. Кека - совместный проект Калифорнийского технологического института и Калифорнийского университета. Самый большой в мире зеркальный телескоп им. Кека имеет диаметр 10 м и находится на Гавайских островах. В России на Кавказе работает телескоп БТА размером 6 м.
Устройство телескопа-рефрактора.
К оптическим телескопам относят, прежде всего, рефракторы и рефлекторы. Главная часть простейшего рефрактора - объектив - двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D, тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F. Самый большой рефрактор в мире, который находится в Йеркской обсерватории в США, имеет линзу диаметром в 1 м. Линза с большим диаметром была бы слишком тяжела и сложна в изготовлении.
Рефрактор Йеркской обсерватории в США.
Устройство телескопа-рефлектора.
Основным элементом рефлектора является зеркало - отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм). Обращенная к глазу наблюдателя оптическая система называется окуляром. В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы (в этом случае мы получим сильно искаженное хроматической аберрацией изображение). Важнейшими характеристиками телескопа (помимо его оптической схемы, диаметра объектива и фокусного расстояния) являются проницающая сила, разрешающая способность, относительное отверстие и угловое увеличение. Проницающая сила телескопа характеризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших условиях наблюдений. Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле: m = 2,1 + 5 lgD, где D - диаметр объектива в миллиметрах.
Диаметр объектива, ммПредельная звездная величина
Разрешающая способность - минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2", то телескоп позволяет уменьшить этот предел в Γ раз. Ограничение на предельное увеличение накладывает явление дифракции - огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Для видимых длин волн при λ = 550 нм на телескопе с диаметром D = 1 м теоретическое угловое разрешение будет равно δ = 0,1". Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается атмосферным дрожанием. При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 0,3". При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с диаметром D, большим 2 м, может быть близка к теоретической. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50 % излучения в кружке 0,5".
Телескоп.
У телескопов для визуальных наблюдений типичное значение относительного отверстия 1/10 и меньше. У современных телескопов она равна 1/4 и больше. Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)2. Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости.
Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой буквой А) называется величина, обратная относительному отверстию: = F / D. В фотографии эта величина часто называется диафрагмой. Угловое увеличение (или просто увеличение) показывает, во сколько раз угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп, больше, чем при наблюдении глазом. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра: Γ = Fоб / fок. Искажение изображения, вызванное недостатками оптической системы, называется аберрацией. Аберрации оптических систем бывают физические и геометрические. Физическая аберрация - хроматическая. Геометрические аберрации - сферическая, кома, астигматизм, кривизна поля и дисторсия.
Хроматическая аберрация создает радужный ореол вокруг звезды. Хроматическая аберрация характерна для всех преломляющих оптических приборов. Возникает из-за того, что коэффициент преломления среды зависит от длины волны света. Синие лучи отклоняются линзой сильнее красных, и поэтому положения фокусов для лучей разных длин волн не совпадают. В результате изображение звезды выглядит как набор радужных колец. Уже первые телескопы Галилея имели сильную хроматическую аберрацию. Первым, кто решил «избавиться» от хроматической аберрации, был Ньютон. Сначала он решил попробовать в телескопах две линзы, имеющие отрицательную и положительную оптическую силы, но не смог создать телескопа, свободного от хроматической аберрации. Именно поэтому Ньютон стал делать телескопы с вогнутыми зеркалами. Только в 1747 году Эйлер математически доказал существование объектива, состоящего из двух стеклянных менисков, лишенного хроматической аберрации. Оптические системы, в которых хроматическая аберрация устранена в объективах, изготовленных из стекол с различными коэффициентами преломления, называются ахроматами. Хроматическая аберрация полностью отсутствует в зеркальных системах. Сферическая аберрация возникает из-за того, что лучи света, параллельные главной оптической оси объектива, падая на сферическую поверхность линзы или зеркала, после преломления или отражения пересекаются не в одной точке. Края объектива строят изображение ближе к объективу, а центральная часть - дальше. В результате изображение имеет в фокальной плоскости нерезкий вид. В рефракторах сферическая аберрация совместно с хроматической аберрацией устраняется подбором линз. В рефлекторах зеркалу придают не сферическую, а параболическую форму. Система, в которой сферическая аберрация исправлена, называется стигматичной.
Сферическая аберрация исправляется приданием зеркалу параболической формы.
Кома - внеосевая аберрация, связанная с наклоном лучей света, идущих от источника, к оптической оси телескопа. При этом изображение звезды имеет вид капли или кометы с ярким ядром и большим хвостом - отсюда и пошло название аберрации. Линейные размеры пятна комы пропорциональны расстоянию звезды от оптической оси и квадрату относительного отверстия объектива. Система, свободная как от сферической аберрации, так и от комы, называется апланатической.
Астигматизм.
Астигматизм заключается в растягивании точечного изображения в черточку. Лучи света от объекта, идущие в разных плоскостях, не могут сфокусироваться на одной плоскости изображения. Размер астигматического изображения растет пропорционально квадрату углового расстояния звезды от центра оптической системы. Оптические системы, в которых исправлен астигматизм, называются анастигматическими. Наконец, дисторсия связана с искажением масштабов изображения. Изображение звезды собирается в одну точку, но эта точка не совпадает с изображением звезды в идеальном телескопе. Из-за этого изображение квадрата будет иметь вид либо подушки, либо бочки. Оптические системы, свободные от дисторсии, называются ортоскопическими.
Подушкообразная и бочкообразная дисторсии. Слева приведено неискаженное изображение. В 1929 году Бернгардт Шмидт решил проблему создания телескопа, свободного от комы и астигматизма и обладающего большим полем. В камере Шмидта используются вогнутое сферическое зеркало и коррекционная пластинка Шмидта, которая представляет собой почти плоское оптическое стекло, надлежащим образом заретушированное с одной стороны. Центральная часть пластинки действует как слабая положительная линза, внешняя часть пластинки - как слабая отрицательная линза. Такие оптические системы называются камерами Шмидта или системами Шмидта.
Телескоп Шмидта.
На наблюдения в телескоп накладываются также физические ограничения. Поскольку звезды - не абсолютные точки, а имеют конечный угловой размер, (например, Солнце (R = 7∙108 м) с расстояния d = 10 пк будет видно под углом θ = R/d ≈ 6∙10-4 "), нужно учитывать явление дифракции: для монохроматического источника с длиной волны λ размер дифракционного кружка
Помимо этого существует и другая причина, ограничивающая максимальное разрешение телескопа, - дрожание атмосферы. В результате редко когда изображение бывает лучше 1", что намного больше угловых размеров дифракционного кружка. Во многих обсерваториях (особенно старых) неплохим результатом считается разрешение в 2-3". Однако это размер усредненного во времени изображения. В каждый момент времени разрешение может быть меньше.
Обсерватория Мауна-Кеа ночью. Самые качественные наблюдения на Земле проводятся в высокогорной обсерватории Мауна-Кеа (4 000 м над уровнем моря) на Гавайских островах. Космический телескоп свободен от влияния атмосферы, и там достигается дифракционный предел. Система с адаптивной оптикой является не стационарной, а может изменять формы входящих в нее поверхностей в зависимости от изменения изображения объекта. Таким образом, удается в значительной мере подавить негативное воздействие земной атмосферы. В результате удается достичь более высокого разрешения, а значит, и получить новые данные о наблюдаемых объектах. В 70-х годах ХХ века стал применяться метод спекл-интерферометрии, состоящий в статистической обработке очень коротких экспозиций (0,01 сек), за время которых дифракционное изображение не «размазывается» атмосферой. Первым приемником изображений в телескопе, изобретенным Галилеем в 1609 году, был глаз наблюдателя. С тех пор не только увеличились размеры телескопов, но и принципиально изменились приемники изображения. В начале ХХ века в астрономии стали употребляться фотопластинки, чувствительные в различных областях спектра. Затем были изобретены фотоэлектронные умножители (ФЭУ), электронно-оптические преобразователи (ЭОП).
Эволюция параметров оптических телескопов:
Год изготовленияДиаметр D, ммУгловое разрешение δ"Приемник излучения
16105015Глаз
180012004Глаз
192025001,5Фотопластинка
196050001,0Фотопластинка
198060001,0ПЗС
2000100000,02ПЗС
В современных телескопах в качестве приемников излучения используют ПЗС-матрицы. ПЗС состоит из большого количества (1000×1000 и более) полупроводниковых чувствительных ячеек размером в несколько микрон каждая, в которых кванты излучения освобождают заряды, накапливаемые в определенных местах - элементах изображения. Изображения обрабатываются в цифровом виде при помощи ЭВМ. Матрица должна охлаждаться до температур -130°С. Наблюдения на современных телескопах проводятся из специальных помещений; во время работы телескопов людям в здании желательно не находится, чтобы не создавать лишних вибраций и потоков тепла. Некоторые телескопы могут передавать изображение напрямую пользователям Internet. В современных телескопах-рефлекторах главное зеркало, как правило, имеет параболическую или гиперболическую форму. Они способны получать изображение не только в оптическом, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Имеются механизмы компенсирования дрожания атмосферы - адаптивная оптика и спекл-интерферометрия.
Пятиметровый рефлектор Паломарской обсерватории. Фотография выполнена с большой экспозицией, в течение которой купол башни с открытой щелью повернулся, что создало эффект его прозрачности. На Паломарской обсерватории при помощи зеркально-линзового телескопа системы Шмидта был проведен обзор, состоящий из тысячи карт, запечатлевших в двух цветах объекты неба до 21-й звездной величины. Пятиметровый телескоп Паломарской обсерватории является самым старым из крупнейших телескопов мира.
Один из крупнейших современных телескопов - рефлектор БТА на Северном Кавказе (см. фото слева). 2,5-метровый телескоп обсерватории Апаче-Пойнт (США), оснащенный гигантской ПЗС-камерой, начал составлять новый обзор, в котором будут объекты в пяти цветах до 25-й звездной величины Два телескопа им. Кека на вершине Мауна-Кеа на Гавайях (см. фото справа). На 10-метровом зеркале телескопа «Кек-1» на Гавайских островах при помощи сегментирования получено разрешение 0,02". Там же на высоте 4150 м над уровне моря расположен телескоп «Кек-2». На 6-метровом телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН на Северном Кавказе при применении новой спекл-интерферометрической камеры удалось довести угловое разрешение до 0,02". Телескоп VLT (Very Large Telescope), который находится на севере Чили на вершине горы Паранал в пустыне Атакама на высоте 2635 м над уровнем моря, состоит из четырех идентичных телескопов, размеры каждого из которых 8,2 м. Все четыре телескопа смогут работать в режиме интерферометра со сверхдлинной базой и получать изображения, как на телескопе с 200-метровым зеркалом. В настоящее время производится отладка всей системы в гигантский оптический интерферометр. Телескоп НЕТ (имени Вильяма Хобби и Роберта Эберли), зеркало которого имеет размеры 9,1 м, вступил в строй в 1997 году в Маунт-Фоулкес (штат Техас, США). Он расположен на высоте 2002 м над уровнем моря.
Система телескопов Very Large Telescop.
Телескоп «Субару», диаметр зеркала которого достигает 8,2 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова, на высоте 4139 м над уровнем моря. Его системы следят за формой главного зеркала с целью уменьшения искажений и борьбы с атмосферным дрожанием. Управляемый компьютером цилиндрический купол телескопа подавляет тепловую турбулентность воздуха. В настоящее время производится наладка этого телескопа, но уже получено разрешение 0,2". Наблюдения на данном телескопе проводятся из специальных помещений, во время работы телескопа люди в здании находиться не могут. Наблюдения могут проводиться и при помощи Internet. Телескоп рассчитан на наблюдения от ультрафиолетовой до инфракрасной области спектра.
Телескоп «Джемини» северный (Gemini Telescope north), размеры которого 8,1 м, вступил в строй в 1999 году на Мауна-Кеа, Гавайские острова на высоте 4214 м над уровнем моря.
Это первый из телескопов «Джемини», второй расположен в южном полушарии (Серро-Пачон, Чили) и вступил в строй в 2001 году. Планируется, что они будут работать как интерферометры. Телескопы «Магеллан-1» и «Магеллан-2», расположенные в Лас-Кампанасе (Чили) на высоте 2300 м над уровнем моря, частично вступили в строй в 1999 году. Размеры зеркал этих телескопов 6,5 м. Полный ввод в строй этих телескопов, работающих как интерферометры, ожидается в 2002 году. Среди рефракторов крупных телескопов нет. Йеркский рефрактор (США, 1897) имеет объектив 1,02 м, Ликский (Маунт-Гамильтон, США, 1888) - 0,9 м, Медонский (Франция, 1889) - 0,83 см. Построенный на основе технологии, свободной от комы и астигматизма, «Большой Шмидт» (Маунт-Паломар, США, 1948) имеет 48-дюймовое зеркало. Такой же по величине Британский телескоп Шмидта (1973) расположен в Австралии.
