Москва : 8(495)781-3650        |        Санкт-Петербург: 8(812)409-3170         |        Остальные регионы:  8-800-775-3078
спортивные товары

(пусто)  

время работы:

пн-пт: с 09:00 до 18:00

сб-вс: выходные

В нерабочее время (до 22:00) звоните:
+7 (926) 973-46-38

розничный отдел:

+7 (495) 781-36-50       +7 (495) 781-17-26
Бесплатный номер: 8-800-775-3078 WhatsApp, Viber: +7 926 973 4638

оптовый отдел:

+7 (495) 781-17-14

каталог товаров:

Доставка в Ваш город - от 1 дня!

Принцип действия телескопа и его устройство  RSS 2.0


Купить телескопы в Интернет-магазине




Принцип действия телескопа и его устройство



(из книги М.С.Навашина "Телескоп астронома любителя")

Возможности человеческого зрения ограничены. Даже человек с острым зрением не может различить деталей, видимых под углом, меньшим 1.5-2 минуты дуги. Так, например, миллиметровые деления линейки различимы на расстоянии, не превышающем 2-2.5 м. На расстоянии в тысячу раз большем (2 -2.5 км), мы уже с трудом разглядим предметы размером в 1 м. На Луне же, находящейся на расстоянии, в 150 000 раз большем, глаз едва ли различит предмет размером менее 150 км.

Рассматривая мелкие предметы, мы стараемся приблизить их к глазам, однако после некоторого предела глаз перестает ясно их видеть. Расстояние, на котором нормальный глаз может без особого усилия рассматривать предмет , равно примерно 25 см., это так называемое "расстояние ясного зрения". На расстоянии ясного зрения можно еще различить предмет размером около 0.1 мм , что близко к предельному углу в 1.5 минуты. Чтобы разглядеть более мелкие детали, нужно рассматривать предмет на расстоянии меньшем 25 см. Cделать это можно с помощью увеличительного стекла. Тогда детали, представлявшиеся раньше под углом меньшим одной минуты, представятся под большим углом и станут различимы.

Для наблюдателя, находящегося на Земле единственный способ увеличить угол, под которым он видит, например, Луну, - это создать ее изображение и рассматривать его вблизи. Чем крупнее будет полученное изображение Луны, тем больше будет угол, под которым нам представится каждая деталь на ней, и тем более мелкие детали станут доступными нашему зрению.

Создать вблизи от наблюдателя изображение далекого предмета и позволить таким образом, различить подробности, недоступные невооруженному глазу, - первое назначение телескопа.

Зрачок человеческого глаза даже в полной темноте имеет диаметр не более 6-8 мм. Через такое небольшое отверстие проходит столь мало света, что глазу обычно не доступны звезды слабее 6-й звездной величины. Отверстие объектива телескопа несравненно больше зрачка глаза, объектив собирает в сотни и тысячи раз больше света и узким пучком направляет его в наш глаз. Таким образом, глядя в телескоп, мы как бы увеличиваем свой зрачок до размера объектива, количество света, попадающего в глаз наблюдателя , при этом увеличивается пропорционально площади объектива.

Собирать как можно больше света от далекого предмета - таково второе назначение телескопа.

Рассмотрим линзовый объектив. Прямая, проведенная через центры кривизны обеих поверхностей линзы будет его оптической осью. Лучи света, пройдя через объектив и преломившись в нем, пересекутся в главном фокусе, где создадут изображение наблюдаемого объекта. Изображения объектов, не лежащих на оптической оси линзы расположатся на плоскости, проходящей через главный фокус и перпендикулярной оптической оси. Эта плоскость называется фокальной плоскостью.

Диаметр свободного отверстия (D) объектива, т.е. его рабочей части, не закрытой оправой, определяет количество проходящего света; отсюда понятно его большое значение. Величину D долгое время было принято выражать в дюймах. В настоящее время в странах, пользующихся метрической системой, обычно принято измерять диаметр свободного отверстия в миллиметрах.

Количество света, проходящего через объектив пропорционально площади объектива, т.е. пропорционально D2.

Важнейшей величиной, характеризующей объектив, является отношение диаметра свободного отверстия объектива к его фокусному расстоянию D/f , носящее название относительного отверстия (А), или, что не вполне строго (и даже неверно), светосилы. Светосила объектива определяется величиной (D/f)2, т.е. квадратом его относительного отверстия А2).

Часто бывает удобно пользоваться величиной, обратной относительному отверстию, т.е. 1/А; эту величину профессор Д.Д.Максутов назвал относительным фокусом. Таким образом относительное отверстие А объектива с D = 200мм и f = 3000мм будет равно 1:15, а его относительный фокус равен 15.

Все сказанное относится как к линзовому объективу рефрактора, так в равной мере и к зеркальному объективу рефлектора, с той лишь разницей, что в последнем изображение получается по ту же сторону от объектива, где находится предмет, так как лучи не проходят сквозь такой объектив, а отражаются от него.

Для рассматривания полученного изображения используется окуляр.

Если обозначить фокусное расстояние объектива f1 , а фокусное расстояние окуляра f2 , то увеличение телескопа М определяется формулой: М = f1/ f2.

Рассматривая через окуляр с фокусным изображением 10 мм изображение, созданное объективом с фокусным расстоянием в 1 м (1000 мм), мы получим увеличение в 100 раз.

Из сказанного понятен смысл выражения "телескоп приближает предметы". Действительно, увеличивая угол, под которым виден предмет, телескоп вызывает совершенно такой же геометрический эффект, какой наблюдается при приближении к предмету.

В связи с вопросом об увеличении телескопа стоит сказать о кажущихся размерах наблюдаемого светила. Пожалуй, нигде так не сказывается субъективность оценки, как при попытке определить видимые размеры того или иного небесного тела в телескоп.

Между тем сделать это не так уж трудно. Приведем простой расчет для Юпитера, диск которого виден невооруженным глазом под углом около 40".

Пусть телескоп с данным окуляром дает увеличение в 400 раз; каждая угловая секунда на небе будет представляться при этом увеличении под углом в 400", а диск Юпитера - под углом около 16000" (около 4,5о). Отнеся этот угловой диаметр к расстоянию ясного зрения (25 см), мы найдем, что изображение Юпитера будет иметь диаметр в 5*4,5/57~2см. Хотя такой расчет и приблизителен, он дает вполне верное понятие о порядке величин, из которых видно, как ошибаются те, кому Юпитер в 3-дюймовую трубу кажется величиной с чайное блюдце, а Луна - с колесо. Вообще о видимых линейных размерах светил лучше не говорить, а иметь в виду только их угловые размеры (для невооруженного глаза и при наблюдении в телескоп).

Световые лучи, от изображений (например) звезд, образованных в фокальной плоскости объектива, превращаются окуляром в параллельные пучки, пересекающиеся в задней фокальной плоскости окуляра. Сколько бы не было звезд или, что то же, точек изображения (например, диска Луны), каждая из них даст такой же пучок параллельных лучей, и все эти пучки, имея одинаковый диаметр, пересекутся в одной и той же площадке. Эта площадка будет сечением самой узкой части двойного конуса лучей, выходящих из окуляра. Она носит название выходного зрачка. Наведя телескоп на светлое небо, мы легко можем увидеть выходной зрачок, поднеся к окуляру экран из кусочка белой бумаги или, лучше, из матового стекла. Приближая и удаляя этот экран, мы найдем такое положение, при котором светлый кружочек имеет наименьшие размеры и в то же время наиболее отчетлив. Легко понять, что выходной зрачок есть ни что иное, как изображение отверстия объектива, т.е. входного зрачка телескопа, образованное окуляром.

Так как конус лучей от объектива превращается окуляром в параллельный пучок лучей, диаметр которого равен диаметру выходного зрачка, то можно вывести еще некоторые важные следствия. Если диаметр выходного зрачка обозначить d, то из подобия треугольников следует:

D/d = f1/f2 = M,

откуда d = D/M.

Т.е. диаметр выходного зрачка равен диаметру объектива, деленному на увеличение, а увеличение равно отношению диаметра объектива к диаметру выходного зрачка. Последнее отношение позволяет определить увеличение телескопа, если неизвестны ни фокусное расстояние объектива, ни фокусное расстояние окуляра.

В выходном зрачке концентрируется весь свет, собираемый объективом. Поэтому, заслоняя часть выходного зрачка, мы как бы заслоняем часть объектива. Отсюда следует вывод, что если выходной зрачок больше зрачка глаза наблюдателя, часть света, собранного объективом, будет потеряна. Кроме того, поскольку выходной зрачок представляет собой наиболее узкую часть конуса лучей, выходящих из окуляра, не безразлично, на каком расстоянии от окуляра помещается глаз: держа глаз слишком далеко от окуляра, т.е. в более широкой части конуса лучей, мы рискуем получить для внеосевых точек поля зрения лишь часть света, выходящего из окуляра, и тем самым также уменьшить полезное поле зрения.

Из определения выходного зрачка следует, что величина его тем меньше и он тем ближе к окуляру, чем короче фокусное расстояние окуляра (чем "сильнее" окуляр), и наоборот, чем "слабее" окуляр, тем больше выходной зрачок и тем он дальше отстоит от окуляра. Увеличение, которое дает окуляр, образующий выходной зрачок, равный зрачку глаза называется наименьшее полезное или равнозрачковое увеличение (m). Если диаметр выходного зрачка d приравнять диаметру зрачка глаза d получим:

m = D/d

Учитывая, что m=f1/f2 можно определить f2=f1*d/D=d/A.

По этой формуле, зная диаметр зрачка человеческого глаза и относительное отверстие объектива, легко найти фокусное расстояние самого слабого полезного окуляра.

Если принять диаметр зрачка глаза равным 6 мм, то наименьшее полезное (равнозрачковое) увеличение будет равно, следовательно, одной шестой диаметра объектива в миллиметрах. Так как диаметр зрачка глаза меняется от 6-8 мм (при полной темноте) до 2 мм (при дневном освещении), то наименьшее полезное увеличение будет различно при разных условиях и при наблюдении предметов различной яркости. Поэтому при пользовании слабыми окулярами нужно всегда учитывать обстановку, определяющую величину зрачка глаза. Например, при наблюдении слабого объекта (туманности) в темную ночь в телескоп с диаметром объектива, равным 100 мм, при диаметре зрачка глаза 6 мм наименьшее полезное увеличение будет равно 100/6 = 16.7. С тем же объективом при наблюдении в светлое время суток, например Венеры, это увеличение повысится до 50, так как зрачок глаза уменьшится до 2 мм.

Фокусные расстояния нужных в этих случаях окуляров можно легко найти по вышеприведенным формулам. Для телескопа с относительным фокусом 10 они составят соответственно 60 и 20 мм.

Эти рассуждения напрямую связанны с вопросом о яркости изображения. До сих пор видимый поперечник наблюдаемых светил во внимание не принимался. Это в первом приближении справедливо при наблюдении звезд, угловой диаметр которых ничтожно мал. Количество света, собранного объективом от звезды, будет зависеть только от свободного отверстия объектива (если не считать потерь света в объективе). На него не будет влиять ни величина фокусного расстояния , ни окулярное увеличение, если только мы не спустимся ниже наименьшего полезного увеличения. Количество света, собираемого объективом, как уже говорилось, пропорционально его площади или квадрату свободного отверстия. Поэтому, если телескоп с объективом диаметром в 25 мм показывает звезды, например, 9-й звездной величины, то при D=50 мм мы должны увидеть звезды вчетверо более слабые, т.е. приблизительно 10.5 звездной величины.

Звездная величина наиболее слабой звезды, доступной телескопу, определяет его проницающую силу.

Совершенно иначе обстоит дело с предметами, имеющие заметные угловые размеры, например с планетами. Здесь телескоп будет уменьшать видимую яркость изображения, в то время, как при наблюдении точечных объектов (звезд) он ее увеличивает пропорционально квадрату своего свободного отверстия. В самом деле, при увеличении фокусного расстояния f пропорционально увеличиваются и линейные размеры изображения такого светила; количество же света, собираемого объективом при неизменном диаметре D, остается, конечно, прежним. Одно и то же количество света распределяется, следовательно, на большую площадь изображения, которая растет пропорционально f2. Таким образом, при увеличении f вдвое, мы увеличиваем площадь изображения вчетверо. Количество света на единицу его площади, которое определяет яркость изображения, уменьшится в том же отношении. Поэтому изображение будет быстро тускнеть при уменьшении относительного отверстия. Совершенно такое же действие окажет и окулярное увеличение. Поэтому для наблюдения слабых протяженных объектов (туманностей, комет, галактик) предпочтительно слабое увеличение, но, конечно, не ниже наименьшего полезного. Но оно может быть значительно повышено при наблюдении ярких планет, и в особенности Луны.

При наблюдении звезд на фоне достаточно светлого неба с большой наглядностью выступает разница между протяженным объектом и звездой. По мере того как наблюдатель применяет все более сильные увеличения, фон неба становиться темнее, звезды же остаются яркими и все сильнее выделяются на нем. Это происходит потому, что одно и то же количество света от фона неба распределяется на все большей площади, изображения же звезд сохраняют почти прежние размеры. Впрочем, это верно лишь до определенного предела увеличения, перейдя за который наблюдатель будет замечать уже и ослабление яркости звезд.

Правда, в случае точечных объектов (т.е. звезд) нельзя говорить об их "яркости", т.к. яркость есть сила света единицы площади , поэтому в случае звезд надо говорить об их блеске. Телескоп увеличивает блеск наблюдаемой в него звезды, так как площадь его объектива больше площади зрачка глаза.

Видимую яркость изображения (без учета потерь света в телескопе) можно определить по формуле :

B=(D/d)2:M2=(m/M)2.

Это простое выражение имеет весьма важное значение. В переводе на язык наблюдателя оно означает, что яркость изображения протяженного объекта в телескопе чрезвычайно быстро падает при повышении увеличения. Так, например, если мы с увеличением в 100 раз рассматриваем туманность в телескоп, наименьшее полезное увеличение которого составляет 20, мы снижаем видимую яркость этой туманности в (100/20)2, т.е. в 25 раз.

Из этих соотношений выводятся практические заключения о наиболее рациональном выборе увеличений для изучения светил того или иного рода. Предположим, что мы наблюдаем Сатурн в телескоп с объективом диаметром 50 мм при 100-кратном увеличении; изображение будет настолько тусклым, что несмотря на значительные видимые размеры планеты в телескопе, мы немного увидим на ней. Но применив то же увеличение при наблюдении в телескоп с объективом диаметром 100 мм, мы получим вчетверо более яркое изображение, что позволит лучше разобраться в деталях.

Относительную яркость изображения можно выразить и просто через диаметр выходного зрачка. Поскольку d=D/M, а B=(D/d)2:M2=(D/M)2:d2, то B=(d/d)2. Следовательно при наблюдениях с одним окуляром имеем B`=(d`/d)2, а с другим B"=(d"/d)2, откуда B`/B"=(d`/d")2.

Иначе говоря, относительные яркости изображений пропорциональны квадратам выходных зрачков.

Напоследок, можно рассмотреть вопрос о поле зрения телескопа. Так называется угловой поперечник участка неба, видимого в телескоп. В любом телескопе, какой бы конструкции он ни был, поле зрения зависит от фокусного расстояния объектива и ограничено диафрагмой окуляра. Подобно тому, как угол, под которым видно из центра объектива изображение светила в фокусе, равен углу, под которым оно представляется глазу на небе, поперечник окулярной диафрагмы виден из центра объектива под тем же углом, под которым представляется наблюдателю поперечник кружка неба, видимого в данный телескоп с этим окуляром. В окулярах различных систем диафрагма помещается различно, но глазу, помещенному в плоскости выходного зрачка она представляется под определенным углом, постоянным для окуляров одной и той же системы, независимо от их фокусного расстояния. В то же время из центра объектива диафрагма видна под углом тем меньшим, чем больше фокусное расстояние объектива. Поэтому размер поля зрения при одном и том же окуляре обратно пропорционален фокусному расстоянию объектива.

Угол, под которым диафрагма окуляра видна наблюдателю, называется угловым полем зрения окуляра, в отличие от углового поля зрения телескопа (см. выше). Если бы в окуляре не было диафрагмы, то поле зрения ограничивалось бы оправой его передней (полевой) линзы. Т.к. оправа находится не в фокальной плоскости объектива, то лучи от объектов, находящихся достаточно далеко от оптической оси, частично заслонялись бы оправой и, следовательно, предметы, находящиеся у края поля зрения телескопа, выглядели бы тусклее, чем центральные. Такое частичное преграждение света, вызывающее снижение яркости на краю поля зрения, называется виньетированием. Во избежании этого диафрагма окуляра, называемая диафрагмой поля, помещается так, чтобы она совпадала с фокальной плоскостью объектива. Величина поля зрения телескопа равна величине поля зрения окуляра, деленной на увеличение.

Действительное поле зрения становится, следовательно, очень малым при сильных увеличениях. Измерить угловую величину поля зрения телескопа проще всего, определяя время, в течение которого звезда, расположенная близ небесного экватора, пройдет суточным движением через все поле зрения по его диаметру. Это время в секундах, умноженное на 15, даст диаметр поля зрения в секундах дуги.

Источник: JJ-Astro.ru


Купить телескопы в Интернет-магазине




Список всех статей

Что-то пошло не так?
Пожалуйтесь!

СМОТРИТЕ НАШ ВИДЕО КАНАЛ!