Телескопы. Назначение

1.

" Радость видеть
и понимать есть самый прекрасный дар природы."
Эйнштейн
Телескопы

2.

3.

4.

НАЗНАЧЕНИЕ
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.

5.

Линзовый телескоп –телескоп –рефрактор
Рефракция – это преломление.

6.

7.

Рефрактор Галилея
(созданном в 1609 г.) для того,
чтобы собрать максимум
звездного света и позволить
человеческому глазу его
увидеть, использовались две
линзы
Рефрактор Кеплера (1611 г.), в котором
в качестве окуляра выступала выпуклая
линза, передний фокус которой
совмещался с задним фокусом линзыобъектива. Изображение при этом
получается перевернутым, но это
несущественно для астрономических
наблюдений, зато в точке фокуса внутри
трубы можно поместить измерительную
сетку.

8.

9.

Хроматическая аберрация проявляется в
виде ложной окраски границ и деталей
объекта.

10.

11.

12.

“
”
Зеркальный телескоп - телескоп –рефлектор
Рефлекс – это отражение.

13.

ЗЕРКАЛЬНО-ЛИНЗОВЫЕ
(КАТАДИОПТРИЧЕСКИЕ) МЕНИСКОВЫЕ
ТЕЛЕСКОПЫ ИСПОЛЬЗУЮТ КАК ЛИНЗЫ, ТАК
И ЗЕРКАЛА

14.

С 1995 Г. РАБОТАЮТ ДВА ОДИНАКОВЫХ 10МЕТРОВЫХ ТЕЛЕСКОПА «КЕК-1» И «КЕК-2» В
ОБСЕРВАТОРИИ МАУНА-КЕА (США).

15.

ОПТИКА КОСМИЧЕСКОГО ТЕЛЕСКОПА ХАББЛА
ПРИБЛИЖАЕТСЯ К ИДЕАЛЬНОЙ ОПТИЧЕСКОЙ СИСТЕМЕ.
ВНЕ АТМОСФЕРЫ ЗЕРКАЛО ЭТОГО ТЕЛЕСКОПА
ДИАМЕТРОМ 2,4 М ПОЗВОЛЯЕТ ДОСТИЧЬ
РАЗРЕШЕНИЯ 0,06//.

16.

РАДИОТЕЛЕСКОПЫ.
Изучением
космических
радиоисточников
занимается
радиоастрономия. Она зародилась в 1931 г., Когда случайно было
обнаружено радиоизлучение Млечного пути. Спустя 15 лет в
созвездии Лебедя нашли первый точечный источник радиоволн −
слабую галактику, которую впоследствии удалось разглядеть в
оптическом диапазоне.

17.

РАДИОИНТЕРФЕРОМЕТР
ИНТЕРФЕРЕНЦИЯ – СЛОЖЕНИЕ ВОЛН

18.

НАБЛЮДАЕМ ЛУНУ

19.

20.

НАБЛЮДАЕМ СОЛНЦЕ

21.

22.

ХАРАКТЕРИСТИКИ ТЕЛЕСКОПА
1. Апертура телескопа (D) - это диаметр
главного зеркала телескопа или его собирающей
линзы.
D- диаметр объектива (в мм)
Если грубо, то чем "апертуристее", тем лучше.
Чем больше апертура, тем больше света соберёт
объектив и тем более слабые объекты вы увидите.
(150-300 мм)

23.

Галактика Водоворот (М51 или NGC 5194)
находится в созвездии Гончие Псы.
Видимая звёздная величина +8,4m.
Видимый угловой размер 11' х 7'.
Диаметр - примерно 100 тыс. световых лет.
Галактика Водоворот удалена от Солнца на 37 млн.
световых лет

24.

2. Фокусное расстояние F телескопа (мм)
ОБЫЧНО ОНО УКАЗЫВАЕТСЯ В НАЗВАНИИ И МАРКИРОВКЕ ОКУЛЯРА
(НАПРИМЕР, EXPLORE SCIENTIFIC 11 ММ 82 ГРАДУСА).
Тут логика простая: меньше фокусное расстояние окуляра — больше увеличение
- c коротким фокусным расстоянием (около 500 мм) - не самый удачный выбор - низкое
качество изображения.
2.1.Относительное отверстие (cветосила)
А= D/F

25.

3. Увеличение телескопа (КРАТНОСТЬ)
W = F/f
F-фокусное РАССТОЯНИЕ ТЕЛЕСКОПА
- фокусное РАССТОЯНИЕ ОКУЛЯРА.
если фокус телескопа 1000мм, а окуляр 10мм, то кратность получается
100х. фокусное расстояние окуляров может варьироваться от 56 до 2 мм.
X – КРАТНОСТЬ УВЕЛИЧЕНИЯ (ЧИСЛО В ВИДЕ СТЕПЕНИ)
Если F > 0 И f> 0, телескоп построен по схеме зрительной трубы
Кеплера, которая дает перевернутое изображение, угловое увеличение
телескопа выражается отрицательным числом

26.

3.1 Увеличение телескопа W = β/ρ
β – угловые размеры светила при наблюдении
невооруженным глазом
ρ – угловые размеры этого светила при
наблюдении в телескоп
3.2. НАИБОЛЬШЕЕ УВЕЛИЧЕНИЕ Wmax = 2D
3.3. НАИМЕНЬШЕЕ УВЕЛИЧЕНИЕ Wmin =D/6
Так, у 150мм телескопа с качественой оптикой
предельное увеличение составляет около 300х
У 150мм телескопа минимальное увеличение
равно 25х.

27.

До изобретения ахроматических рефракторов, с хроматизмом в
линзовых телескопах боролись именно через увеличение
фокусного расстояния их объективов. Посмотрите на один из
телескопов, принадлежащих Яну Гевелию. Длина его была 50
метров, он подвешивался к столбу и управлялся канатами,
которые
тянули
помощники
астронома.

28.

29.

Использование меньшего увеличения (например, 20х)
нецелесообразно, так как световой пучок из окуляра будет
большего диаметра, чем зрачок наблюдателя, и свет будет
проходить мимо глаза. Тем не менее, допускается использование
выходных зрачков более 7 мм, если необходимо получить
большее видимое поле зрения. Яркость изображения будет
такой же, как при равнозрачковом увеличении, но фактически
будет работать центральная часть объектива.

30.

Вид Сатурна через телескоп при различных увеличениях.
Как видите, не всегда большое увеличение является самым
детализированным.

31.

4. Размер выходного пучка (так называемый выходной
зрачок) можно посчитать, разделив диаметр телескопа на
увеличение. D/W
Выходной зрачок у 300мм телескопа при увеличении 100х
составляет 3 миллиметра.
Хорошо, 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).

32.

Увеличение
Название
Выходной
зрачок (мм)
Наблюдаемые
объекты
D/5…D/7
равнозрачковое
5-7
поисковый окуляр,
большие туманности
D\3
умеренное
3
объекты каталога
Мессье
D\2
среднее
2
яркие галактики,
туманности
0.7*D
проницающее
1.4
мелкие галактики,
планетарные туманности,
скопления
1*D
большое
1
Луна, Солнце, спутники
планет
1.4*D
разрешающее
0.7
детали на поверхности
Луны, планет, Солнца
2*D
предельное
0.5
двойные звёзды, Луна,
Марс

33.

5. ВЫНОС ЗРАЧКА 0.7*F,

34.

6. ПРОСВЕТЛЕНИЕ - Чтобы уменьшить бликование линз, увеличить
светопропускание и улучшить контраст изображения, линзы окуляров покрываются
тончайшей пленкой («просветляются»). Самые простые и дешевые окуляры могут быть
вообще без просветления, что не есть хорошо. Как правило, чем темнее блики от окуляра,
тем лучше просветление. Цвет просветления может быть самым разным — синим,
фиолетовым, зеленым, оранжевым, красным («рубиновым»). В хороших окулярах блики от
линз спокойного зеленого или сиреневого цвета.

35.

7. 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.

36.

37.

8. Разрешающая способность телескопа
(разрешающая сила, разрешение) ϴ=140" /D
- наименьший угол между такими двумя близкими звездами,
когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну.
Способность различать мелкие предметы.
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: ϴ =116 "/D (по Данлопу).
9. Разрешающее увеличение Wq =D/2
Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать
"чёткость" изображения.
D - в мм

38.

8.1. В радиотелескопах и радиоинтерферометрах
Разрешающая способность телескопа (разрешающая сила,
разрешение)
ϴ= 2,51" *100000* λ / D - 4200*λ / D
где λ – длина радиоволны (м),
D - диаметр телескопа или расстояние между
радиотелескопами, образующими радиоинтерферометр (м)

39.

10. Предельная звёздная величина (m)- проницающая
способность (сила) -способность регистрировать слабые
звезды.
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 возьметесь рассчитывать, то увидите, что предельная звёздная
величина, доступная нашему глазу через самый большой
"магазинный" телескоп с апертурой 300 мм - около 14,5m.
Более слабые объекты ищутся через фотографирование и
последующую компьютерную обработку кадров.

40.

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

41.

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.

42.

11. Поле зрения телескопа= поле зрения окуляра W
поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Wтелескопа с
данным окуляром можно рассчитать: W=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 угловые 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.

43.

44.

12. Диаметр поля зрения (в минутах дуги)
N=2000 ʹ/W
N=τ/4*cosδ
где τ – продолжительность прохождения звезды в
секундах
δ – склонение звезды (по карте или из таблицы)

45.

13. Чувствительность радиотелескопа –
степень реагирования на радиосигналы
ΔТ = π/2* Тш * 1/ √τс *Δ ѵ,
где Тш – шумовая температура,
τс – время срабатывания записывающего устройства (в
секундах)
Δ ѵ – частотный диапазон (полоса пропускания (в герцах).

46.

14. Линейные размеры изображения светила (или
расстояние между светилами) в фокальной
плоскости телескопа) на фото
d = F *tg ρ
При малых углах
d = F * ρʹ / 3438 ͦ = F* ρ“ / 206265“
где ρʹ - угловые размеры в минутах,
ρ" – угловые размеры в секундах (те же самые)

47.

15. Угловой масштаб фото негатива
ε=R/d (R-линейные размеры светила)
εʹ=ρʹ/d (минута на мм)
ε"=ρ"/d (сек на мм)
16. Угол, под которым наблюдатель видит изображение
светила
φн= W*φс (радиан)
ρʹн=W*ρʹс (в минутах)
Ρ"н=W*ρ"с (в секундах)
Н- наблюдатель на земле
С –размер светила

48.

49.

1
Угловой диаметр Венеры вблизи её наибольшей элонгации
равен 25″. Какой нужно применить окуляр, чтобы при
наблюдениях в телескоп с фокусным расстоянием объектива
10,8 м Венера была видна размерами с Луну, угловой диаметр
которой равен 32′, и какой будет диаметр изображения
планеты на негативе, полученном в фокусе телескопа? Найти
также масштабы негатива, зная, что диаметр Венеры равен
12100 км

50.

2
Астрономический телескоп имеет объектив с фокусным
расстоянием F1 = 100 см и окуляр с фокусным
расстоянием F2 = 5 см. Телескоп наведен на Луну,
угловой размер которой ψЛ = 0,009 рад. Глаз
наблюдателя аккомодирован на бесконечность. Каково
угловое увеличение телескопа? Под каким углом φ
наблюдатель видит изображение лунного диска?

51.

3
Какова была разрешающая и проницающая сила телескопа с
объективом в75см, находившегося в Пулковской обсерватории
до ее разрушения фашистами?

52.

4
Если окуляр при фокусном расстоянии объектива в 160 см
дает увеличение в 200 раз, то какое увеличение он даст при
фокусном расстоянии объектива в 12 м?

53.

5
Для 6м телескопа– рефлектора в Специальной
астрофизической обсерватории (на северном Кавказе)
определить разрешающую способность, светосилу и
увеличение, если используется окуляр с фокусным
расстоянием 5см (F=24м)

54.

ЕГЭ
Телескоп имеет объектив с фокусным расстояние 1 м и окуляр с
фокусным расстоянием 5 см. Какого диаметра изображение
Солнца можно получить с помощью этого телескопа, если есть
возможность удалять экран от окуляра до расстояния 1,5 м?
Угловой диаметр Солнца 30ʹ

55.

HTTP://KOSMOVED.RU/GALACT_GRUP.SHTML