Оптические телескопы.
Впервые применил для астрономических наблюденийГалилей в 1609 г., т.е. 400 лет назад.Изобретение телескопа не было случайным. В XVI веке мастера – ремесленники научились делать очковые линзы. Отсюда один шаг до телескопа и микроскопа.
Основные части конструкции:
- объектив, собирает свет и строит изображение объекта или участка неба;
- тубус (труба),соединяет объектив с приемным устройством;
- монтировка –механическая конструкция, несущая трубу и обеспечивающая ее наведение на объект.
- окуляр, если приемник света – глаз (при визуальных наблюдениях), в окуляр рассматривается изображение, построенное объективом.
При фотографических, фотоэлектрических, спектральных наблюдениях окуляр не нужен.Фотопластинка, входная диафрагма электрофотомера, щель спектрографа и т.д. устанавливаются в фокальной плоскости объектива.
Основные назначения телескопа:
1. Собрать излучение небесного светила на приемное устройство (глаз, фотопластинка и т.д.).
2. Строить в своей фокальной плоскости изображение объекта или участка неба.
3. Помочь различать объекты, расположенные на близком угловом расстоянии друг от друга и неразличимые невооруженным глазом.
Системы оптических телескопов:
- линзовые(рефракторы);
- зеркальные(рефлекторы);
- зеркально – линзовые(их часто также называют рефректорами)
Основные характеристики телескопа:
- относительное отверстиеилисветосила А = точка А2 = 2; D – диаметр объектива; F – фокусное расстояние объектива.
- линейное увеличение(для визуальных наблюдений протяженных объектов) W = = F :f; F, f – фокусное расстояние объектива и окуляра. У телескопа объектив – обычно длиннофокусный, окуляр – короткофокусный.
- оптическая мощь или проницающая сила,определяет предельную звездную величину звезд, видимых в телескоп в безлунную ночь при идеальных атмосферных условиях. Наблюдение галактик, квазаров, нестационарных звезд и звездоподобных объектов требует телескопов, в которые видны объекты 23 – 25m при фотографировании, 18 – 21m при получении спектров. Это очень слабые источники.
Визуальноmт = 2m,1 + 5 lgD, зависит от диаметра D объектива.
Фотопластинкаm = 5 lgD + klgt – 1m
t – продолжительность экспозиции;
k – 2, 1 – 3, 1 – зависит от чувствительности фотопластинки.
Для рефлектора mпред = 2,5 lg
D – диаметр зеркала объектива;
β – диаметр изображения звезды;
t- время экспозиции;
k- квантовый выход, равный отношению зарегистрированных фотонов к числу фотонов, пришедших на приемник;
S – яркость фона ночного неба.
Разрешающая способность– минимальное угловое расстояние двух объектов на пределе видимости. рад = 206 265 ʺ
Атмосфера снижает разрешающую способность .
При визуальных наблюдениях глаз наиболее чувствителен к излучению с λ 5500 Ǻ. φ = .
Дата добавления: 2021-01-11; просмотров: 341;