Схема i пристрiй оптичних телескопiв

Реферат:

План

Вступ

1. Схема i пристрiй оптичних телескопiв

Висновок

Лiтература

Вступ

Пiсля того, як в 1609 роцi Галiлей вперше направив на небо телескоп, можливостi астрономiчних спостережень зросли в дуже сильному ступенi. Цей рiк з'явився початком новоi ери в науцi тАУ ери телескопiчноi астрономii. Телескоп Галiлея по нинiшнiх поняттях був недосконалим, проте сучасникам здавалося дивом з чудес. Кожен, заглянувши в нього, мiг переконаiться, що Луна тАУ це складний мир, багато в чому подiбний до Землi, що довкола Юпiтера звертаiться чотири маленькi супутники, так само як Луна довкола Землi. Все це будило думку, примушувало замислюватися про складнiсть Всесвiту, ii матерiальнiсть, про безлiч жилих свiтiв. Винахiд телескопа разом з системою Копернiка зiграв чималу роль в скиненнi релiгiйноi iдеологii середньовiччя.

Винахiд телескопа, як i бiльшiсть великих вiдкриттiв, не був випадковим, воно було пiдготовлене всiм попереднiм ходом розвитку науки i технiки. У XVI столiттi майстри ремiсники добре навчилися робити очковi лiнзи, а звiдси був один крок до телескопа i мiкроскопа.

1. Схема i пристрiй оптичних телескопiв

Телескоп маi три основнi призначення:

1 Збирати випромiнювання вiд небесних свiтил на приймальний пристрiй (око, фотографiчну пластинку, спектрограф i iн.);

2. Будувати в своiй фокальнiй плоскостi зображення об'iкту або певноi дiлянки неба;

3. Допомогти розрiзняти об'iкти, розташування на близькiй кутовiй вiдстанi один вiд одного i тому невиразнi неозброiним оком. Основною оптичною часткою телескопа i об'iктив, який збираi свiтло i будуi зображення об'iкту або дiлянки неба. Об'iктив з'iднуiться з приймальням пристроiм-трубою (тубусом). Механiчна конструкцiя, що несе трубу i що забезпечуi ii наведення на небо, називаiться монтуванням. Якщо приймачем свiтла i око (при вiзуальних спостереженнях), то обов'язково необхiдний окуляр, в який розглядуiться зображення, побудоване об'iктивом. При фотографiчних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрiбний. Фотографiчна пластинка, вхiдна дiафрагма електрофотометрiя, щiлина спектрографа i так далi встановлюються безпосереднi у фокальнiй плоскостi телескопа.

Телескоп з лiнзовим об'iктивом називаiться рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскiльки свiтловi променi рiзних довжин хвиль заломлюються по рiзному, то одиночна лiнза даi забарвлене зображення. Це явище називаiться хроматичною аберацiiю. Хроматична аберацiя значною мiрою усунена в об'iктивах, складених з двох лiнз, виготовлених iз стекол з рiзним коефiцiiнтом заломлення (ахроматичний об'iктив або ахромат).

Закони вiддзеркалення не залежить вiд довжини хвилi, i природно виникла думка замiнити лiнзовий об'iктив увiгнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називаiться рефлектором, тобто вiдбивним телескопом. Перший рефлектор (дiаметром всього лише в 3 см i завдовжки в 15 см) був побудований ньютоном в 1671 роцi.

Сферичне дзеркало не збираi паралельного пучка променiв в крапку; воно даi у фокусi декiлька розлита плямочка. Це спотворення називаiться сферичною аберацiiю. Якщо дзеркалу надати форму параболоiда обертання, то сферична аберацiя зникаi. Паралельний пучок, направлений на такий параболоiд уздовж його осi, збираiться у фокусi практично без спотворень, якщо не рахувати неминучого розмиття iз-за дифракцii. Тому сучаснi рефлектори мають дзеркала параболоiдальну або, як частiше говорять, параболiчноi форми.

До кiнця XIX столiття основною метою телескопiчних спостережень було вивчення видимих положень небесних свiтил. Важливу роль грали спостереження комет i деталей на планетних дисках. Всi цi спостереження проводилися вiзуально, i рефрактори з двохлiнзовим об'iктивом повнiстю задовольняв потреби астрономiв.

В кiнцi XIX i особливо в XX столiттi характер астрономiчноi науки зазнав органiчнi змiни. Центр тяжiння дослiджень перемiстився в область астрофiзики i зоряноi астрономii. Основним предметом дослiдження стали фiзичнi характеристики Сонця, планет, зiрок, зоряних систем. З'явилися новi приймачi випромiнювання тАУ фотографiчна пластинка i фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопiя. В результатi змiнилися i вимоги до телескопiв.

Для астрофiзичних дослiджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала нiяких обмежень на доступний дiапазон довжин хвиль: земна атмосфера i так обмежуi його дуже сильно. Тим часом скло, з якого робляться лiнзи, поглинаi ультрафiолетове i iнфрачервоне випромiнювання. Фотографiчнi емульсii i фотоелементи чутливi в ширшiй областi спектру, чим око, i тому хроматична аберацiя при роботi з цими приймачами позначаiться сильнiше.

Таким чином, для астрофiзичних дослiджень потрiбний рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, нiж двохлiнзовий ахромат: треба обробити з оптичною точнiстю (до 1/8 довжини свiтловоi хвилi або 0,07 мiкрона для вiзуальних променiв) одну поверхню замiсть чотирьох, i при цьому не пред'являiться особливих вимог до однорiдностi скла. Все це привело до того, що рефлектор став основним iнструментом астрофiзики. У астрометричних роботах як i ранiше застосовуються рефрактори. Причина цього полягаi в тому, що рефлектори дуже чутливi до малих випадкових поворотiв дзеркала: оскiльки кут падiння дорiвнюi куту вiддзеркалення, то поворот дзеркала на деякий кут ( змiщуi зображення на кут 2(. Аналогiчний поворот об'iктиву в рефракторi даi набагато менший зсув. А оскiльки в астрометрii треба вимiрювати положення свiтив з максимальною точнiстю, то вибiр був зроблений на користь рефракторiв.

Як вже сказано, рефлектор з параболiчним дзеркалом будуi зображення дуже чiтко, проте тут необхiдно зробити одну обмовку. Зображення можна вважати за iдеальне, поки воно залишаiться поблизу оптичноi осi. При видаленнi вiд осi з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболiчним дзеркалом не дозволяi фотографувати великих дiлянок неба розмiром, скажiмо, 50 x 50, а це необхiдно для дослiдження зоряних скупчень, галактик i галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбiнованi дзеркально-лiнзовi телескопи, в яких аберацiя дзеркала виправляiться тонкою лiнзою (сорт скла, проникного ультрафiолетовi променi).

Дзеркала рефлекторiв у минулому (XVIII тАУ XIX столiттях) робили металевими iз спецiального сплаву, проте згодом по технологiчних причинах оптики перейшли на склянi дзеркала, якi пiсля оптичноi обробки покривають тонкою плiвкою металу, що маi великий коефiцiiнт вiддзеркалення (найчастiше алюмiнiй).

Основними характеристики телескопа i дiаметр D i фокусна вiдстань F об'iктиву. Чим бiльше дiаметр, тим бiльший свiтловий потiк Ф збираi телескоп (1):

де Е тАУ освiтленiсть об'iктиву i S тАУ його майдан.

РЖншою iстотною характеристикою i вiдносний отвiр (2):

Як не важко переконатися, освiтленiсть у фокальнiй плоскостi, що створюiться протяжним об'iктом(3):

Тому при фотографуваннi слабких протяжних об'iктiв (туманностей, комет) iстотно мати бiльше вiдносний отвiр. Проте iз збiльшенням вiдносного отвору швидко зростаi зовнi осьова аберацiя. Чим бiльше вiдносний отвiр, тим важче за них усувати. Тому вiдносний отвiр рефлекторiв зазвичай не перевищуi 1:3. дзеркально-лiнзовi системи i складнi об'iктиви можуть забезпечити в деяких випадках вiдносний отвiр 1:1 i бiльш.

Для вiзуального телескопа важливий характеристикою i збiльшення, рiвне вiдношенню фокусних вiдстаней об'iктиву i окуляра (4):

Якщо неозброiним оком можна розрiзнити зiрки з кутовою вiдстанню не менше 2l, то телескоп зменшуi ця межа в n разiв.

При фотографуваннi представляi iнтерес масштаб зображення у фокальнiй плоскостi. Вiн може бути виражений в кутових одиницях, що доводяться на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, потрiбно знати лiнiйнi вiдстанi l мiж двома точками зображення з взаiмною кутовою вiдстанню l (5):

Де F-фокусна вiдстань об'iктиву. Виведення цiii формули ясне з малюнка

При малих кутах(6):

якщо l у радiанах, i (7):

якщо у градусах. Тодi масштаб зображення (8):

i якщо F виражене в мм, то l теж буде в мм. Масштаб M, залежно вiд одиницi вимiру (в градусах на мм /мм), у хвилинах дуги на мм /мм) або секундах дуги на мм.

Так, кутовий дiаметр сонця i Луни дорiвнюi приблизно 0,5. При фокуснiй вiдстанi телескопа F=1000 мм дiаметр зображення Сонця i Мiсяця в його фокальнiй плоскостi складаi близько 10 мм.

Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусi параболiчного дзеркала, називаiться рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складнiшi системи рефлекторiв; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бiк за межi труби (ньютонiвський фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну вiдстань i вивести фокус в отвiр просвердлене в центрi головного дзеркала (кассегреновський фокус), i так далi деякi з таких складнiших систем рефлекторiв показанi на малюнку . вони зручнiше для приiднання приймальних пристроiв до телескопа, але iз-за додаткових вiддзеркалень дають великi втрати свiтла.

Складним технiчним завданням i наведення телескопа на об'iкт i зсув за ним. Сучаснi обсерваторii оснащенi телескопами дiаметром вiд декiлькох десяткiв сантиметрiв до декiлькох метрiв. Найбiльший в свiтi рефлектор дiяв в радянському Союзi. Вiн мав дiаметр 6 м i встановлений на висотi 2070 м (гора Пастухова, поблизу станицi Зеленчукськой на Пiвнiчному Кавказi). Наступний по розмiрах рефлектор маi дiаметр 5 м i знаходиться в США (обсерваторiя Маунт Паломар).

Монтування телескопа завжди маi двi взаiмно перпендикулярнi осi, поворот довкола яких дозволяi навести його в будь-яку область неба. У монтуваннi, званому вертикально-азимутнiй, одна з осей направлена в зенiт, iнша лежить в горизонтальнiй плоскостi. На нiй вмонтовуються невеликi переноснi телескопи. Крупнi телескопи, як правило, встановлюються на екваторiальному монтуваннi, одна з осей якоi направлена в полюс миру (полярна вiсь), а iнша лежить в плоскостi небесного екватора (вiсь вiдмiни). Телескоп на екваторiальному монтуваннi називаiться екваторiалом.

Висновок

Щоб стежити за небесним свiтилом в екваторiал, досить повертати його тiльки довкола полярноi осi у напрямi зростання годинного кута, оскiльки вiдмiна свiтила залишаiться незмiнною. Цей поворот здiйснюiться автоматично годинниковим механiзмом. Вiдомо декiлька типiв екваторiального монтування. Телескопи помiрного дiаметру (до 50-100 см) часто встановлюються на ВлнiмецькомуВ» монтуваннi (малюнок ), в якому полярна вiсь i вiсь вiдмiни утворюють голiвку паралакса, що спираiться на колону. На осi вiдмiни, по одну сторону вiд колони, розташовуiться труба, а по iншу тАУ врiвноважуючий ii вантаж, противага. ВлАнглiйськеВ» монтування (малюнок ) вiдрiзняiться вiд нiмецькоi тим, що полярна вiсь спираiться кiнцями на двi колони, пiвнiчнi i пiвденнi, що додаi iй додаткову стiйкiсть. РЖнколи в англiйському монтуваннi полярну вiсь замiнюi чотирикутною рамою, так що труба виявляiться усерединi рами (малюнок ). Подiбна конструкцiя не дозволяi направити iнструмент на полярну неба. Якщо пiвнiчний (верхнiй) пiдшипник полярноi осi зробити у формi пiдкови (малюнок), то такого обмеження не буде. Нарештi, можна взагалi прибрати пiвнiчну колону i пiдшипник. Тодi вийти ВламериканськеВ» монтування або ВлвилкаВ» (малюнок ).

Годинниковий механiзм не завжди дii тiльки, i при отриманнi фотографiй з тривалими експозицiями, що досягають iнколи багатьох годинника, доводиться стежити за правильнiстю наведення телескопа i час вiд часу його пiдправляти. Цей процес називаiться гiдируванням. Гiдируванння здiйснюiться за допомогою гiда тАУ невеликого допомiжного телескопа, встановленого на спiльному монтуваннi з головним телескопом.

Лiтература

1. Дагаiв М. М., Чаругин Ст М. Астрофiзика. -М.: Освiта, 1988.

2. Кабардiн о.Ф. Фiзика. тАУ М.: Освiта, 1988.

3. Рябов Ю. А. Двiженii небесних тiл. тАУ М.: Наука, 1988.

4. Симоненко А. Н. Астероiди або тернистi шляхи дослiджень. тАУ М.: Наука, 1985.

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя ракетобудування Украiни

Авиационно-космические отрасли в российской провинции

Атомы и молекулы

Биология в школе, наука и идеология