Общая информация:
Телескоп:
Телескоп (греч. "теле" - далеко, "скоп" - смотрю) - это оптический прибор, использующий линзы, криволинейные зеркала или их комбинацию для наблюдения удаленных объектов, или различные устройства, используемые для наблюдения удаленных объектов путем их излучения, поглощения или отражения электромагнитного излучения.
Виды телескопов:
Телескопы бывают разных видов:
1. Наземные телескопы
-- Катадиоптрические телескопы
2. Космические телескопы
Характеристики телескопов:
1. Относительное отверстие - это отношение диаметра к фокусному расстоянию. (безразмерная величина)
2. Разрешающая способность - это минимальный угол между двумя звездами видимыми раздельно.
3. Диафрагма - (безразмерная величина) равная отношению фокусного расстояния телескопа к диаметру телескопа.
4. Угловое увеличение - (безразмерная величина) равная отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра.
Диаметр телескопа - апертура.
5. Светосила - величина, равная квадрату отношения диаметра телескопа к фокусному расстоянию.
Светосила характеризует освещенность создаваемую объективом фокальной плоскости.
6. Проницающая сила - это звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените. Она может быть оценена по формуле Боуэна:
D — апертура телескопа в сантиметрах;
Г — угловое увеличение телескопа;
Проницающая сила зависит от увеличения телескопа, так как с ростом увеличения быстро уменьшается видимая яркость фона ночного неба, что облегчает видимость слабых звёзд.
Чаще в литературе встречается другая, упрощённая формула:
Но наиболее точная формула для оценки проницающей силы выглядит так:
B — диаметр центрального максимума дифракционного изображения звезды (диска Эри) в секундах дуги;
K — квантовый выход оптической системы телескопа, равный отношению числа зарегистрированных фотонов к числу попавших на приёмник излучения (глаз или ПЗС.);
s — яркость фона ночного неба;
t — время экспозиции;
Эта формула может использоваться для расчёта выдержки, необходимой для получения изображений слабых космических объектов при астрофотографии.
Классические оптические схемы:
1. Схема Галилея:
Телескоп Галилея имел в качестве объектива одну собирающую линзу, а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевернутое (земное) изображение. Главными недостатками галилеевского телескопа являются очень малое поле зрения и сильная хроматическая аберрация. Такая система все ещё используется в театральных биноклях, и иногда в самодельных любительских телескопах.
2. Схема Кеплера
Иоганн Кеплер в 1611 г. усовершенствовал телескоп, заменив рассеивающую линзу в окуляре собирающей. Это позволило увеличить поле зрения и вынос зрачка, однако система Кеплера даёт перевёрнутое изображение. Преимуществом трубы Кеплера является также и то, что в ней имеется действительное промежуточное изображение, в плоскость которого можно поместить измерительную шкалу. По сути, все последующие телескопы-рефракторы являются трубами Кеплера. К недостаткам системы относится сильная хроматическая аберрация, которую до создания ахроматического объектива устраняли путём уменьшения относительного отверстия телескопа.
3. Схема Ньютона
Такую схему телескопов предложил Исаак Ньютон в 1667 году. Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим.
4. Схема Грегори
Эту конструкцию предложил в 1663 году Джеймс Грегори в книге Optica Promota. Главное зеркало в таком телескопе — вогнутое параболическое. Оно отражает свет на меньшее вторичное зеркало (вогнутое эллиптическое). От него свет направляется назад — в отверстие по центру главного зеркала, за которым стоит окуляр. Расстояние между зеркалами больше фокусного расстояния главного зеркала, поэтому изображение получается прямое (в отличие от перевёрнутого в телескопе Ньютона). Вторичное зеркало обеспечивает относительно большое увеличение благодаря удлинению фокусного расстояния.
5. Схема Кассегрена
Схема была предложена Лораном Кассегреном в 1672 году. Это вариант двухзеркального объектива телескопа. Главное зеркало вогнутое (в оригинальном варианте параболическое). Оно отбрасывает лучи на меньшее вторичное выпуклое зеркало (обычно гиперболическое). По классификации Максутова схема относится к так называемым предфокальным удлиняющим — то есть вторичное зеркало расположено между главным зеркалом и его фокусом и полное фокусное расстояние объектива больше, чем у главного. Объектив при том же диаметре и фокусном расстоянии имеет почти вдвое меньшую длину трубы и несколько меньшее экранирование, чем у Грегори. Система неапланатична, то есть несвободна от аберрации комы. Имеет много как зеркальных модификаций, включая апланатичный Ричи-Кретьен, со сферической формой поверхности вторичного (Долл-Кирхем) или первичного зеркала, так и зеркально-линзовых.
Отдельно стоит выделить систему Кассегрена, модифицированную советским оптиком Д. Д. Максутовым — систему Максутова-Кассегрена, ставшую одной из самых распространённых систем в астрономии, особенно в любительской.
6. Схема Ричи-Кретьена
Система Ричи — Кретьена — усовершенствованная система Кассегрена. Главное зеркало тут не параболическое, а гиперболическое. Поле зрения этой системы — около 4°
Список использованной литературы:
- Различные виды телескопов - https://new-science.ru/8-razlichnyh-tipov-teleskopov/
- Проницающая сила - https://ru.wikipedia.org/wiki/Проницающая_сила
- Оптический телескоп - https://ru.wikipedia.org/wiki/Оптический_телескоп
#нло #ufo #sky #небо #ещё один НЛО