Главная    Почта    Новости    Каталог    Одноклассники    Погода    Работа    Игры     Рефераты     Карты
  
по Казнету new!
по каталогу
в рефератах

Астрофизика

ется  собирательной  или   положительной,   в   противном   случае   –
рассеивающей  или  отрицательной.  В  телескопе  самого  Галилея  объективом
служила плосковыпуклая линза, а  окуляром  –  плосковогнутая.  По  существу,
галилеевский телескоп был прообразом современного  театрального  бинокля,  в
котором используются  двояковыпуклые  и  двояковогнутые  линзы  в  телескопе
Кеплера и объектив и окуляр были положительными двояковыпуклыми линзами.

      Представим   себе   простейшую   двояковыпуклую   линзу,   сферические
поверхности которой имеют одинаковую кривизну.  Прямые,  соединяющие  центры
этих поверхностей, называются оптической осью линзы.  Если  на  такую  линзу
падают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляются  в  линзе,
собираются в точке оптической оси, называемом фокусом линзы.  Расстояние  от
центра линзы до ее фокуса называют фокусным расстоянием.

      Чем больше фокусное кривизна  поверхностей  собирательной  линзы,  тем
меньше ее фокусное  расстояние.  В  фокусе  такой  линзы  всегда  получается
действительное изображение предмета.

      Иначе ведут себя рассеивающие, отрицательные линзы.  Падающий  на  них
параллельно оптической оси пучок они  рассеивают  и  в  фокусе  такой  линзы
сходятся не сами лучи, а их продолжение. Поэтому рассеивающие  линзы  имеют,
как говорят, мнимый фокус и дают мнимое изображение.

      На рисунке 2 показан ход  лучей  в  галилеевском  телескопе.  Так  как
небесные  светила,  практически  говоря,  находятся  «в  бесконечности»,  то
изображение их получаются  в  фокальной  плоскости,  то  есть  в  плоскости,
проходящей через фокус F и перпендикулярной к оптической оси. Между  фокусом
и объективом Галилей поместил рассеивающую  линзу,  которая  давала  мнимое,
прямое увеличение изображение MN.

      Главным недостатком галилеевского  телескопа  было  очень  малое  поле
зрения – так называют угловой поперечник кружка неба, видимого  в  телескоп.
Из-за этого наводить телескоп на небесное светило и наблюдать   его  Галилею
было очень трудно. По этой же причине галилеевские  телескопы  после  смерти
их изобретателя в астрономии не употреблялись и их  реликтом  можно  считать
современные театральные бинокли.

      В  кеплеровском  телескопе  (рисунок  3)  изображение  CD   получается
действительное,  увеличенное  и  перевернутое.   Последнее   обстоятельство,
неудобное при наблюдениях земных  предметов  в  астрономии  несущественно  –
ведь в космосе нет какого-то абсолютного верха или низа, а  потому  небесные
тела не могут быть повернуты телескопом «вверх ногами».

      Первое из двух главных преимуществ телескопа  –  это  увеличение  угла
зрения, под которым видим небесные объекты.  Человеческий  глаз  способен  в
отдельности различать две части  предмета,  если  угловое  расстояние  между
ними не меньше одной минуты дуги. Поэтому, например, на  Луне  невооруженный
глаз различает только крупные детали, поперечник которых превышает  100  км.
В благоприятных условиях, когда Солнце  затянуто  облачной  дымкой,  на  его
поверхности удается рассмотреть самые крупные из  солнечных  пятен.  Никаких
других  подробностей  невооруженным  глазом  на  небесных  телах  не  видно.
Телескоп же увеличивает угол зрения в десятки и сотни раз.

      Второе преимущество телескопа по сравнению с глазом заключается в том,
что телескоп собирает гораздо больше света, чем зрачок человеческого  глаза,
имеющий даже в  полной  темноте  диаметр  не  больше  8  мм.  Очевидно,  что
количество  света,  собираемого  телескопом,  во  столько  раз  больше  того
количества, которое собирает  глаз,  во  сколько  площадь  объектива  больше
площади зрачка.  Иначе  говоря,  это  отношение  равно  отношению  квадратов
диаметров объектива и зрачка.

      Собранный телескопом свет выходит  из  его  окуляра  концентрированным
световым пучком. Наименьшее  его  сечение  называется  выходным  зрачком.  У
галилеевской трубы выходного зрачка нет. В сущности, выходной зрачок  –  это
изображение объектива, создаваемое окуляром. Можно доказать, что  увеличение
телескопа (то есть увеличение  угла  зрения  по  сравнению  с  невооруженным
глазом)  равно  отношению  фокусного  расстояния   объектива   к   фокусному
расстоянию  окуляра.  Казалось   бы,   можно   достичь   любых   увеличений.
Теоретически это так, но практически  все  выглядит  иначе.  Во-первых,  чем
больше употребляемое в телескопе увеличение, тем меньше его поле зренья. Во-
вторых, с  ростом  увеличения  становятся  все  заметней  движения  воздуха.
Неоднородные воздушные струи размазывают, портят изображение  и  иногда  то,
что видно при малых увеличениях, пропадает для больших. Наконец, чем  больше
увеличение, тем бледнее, тусклее изображение  небесного  светила  (например,
Луны). Иначе говоря, с ростом увеличения хотя и  видно  больше  подробностей
на Луне, солнце и планетах, но зато  уменьшается  поверхностная  яркость  их
изображений. Есть и другие препятствия,  мешающие  применять  очень  большие
увеличения (например, в тысячи  и  десятки  тысяч  раз).  Приходится  искать
некоторый оптимум и поэтому даже  в  современных  телескопах,  как  правило,
наибольшие увеличения не превосходят нескольких сотен раз.

      При создании телескопов со времен  Галилея  придерживаются  следующего
правила:  выходной  зрачок  телескопа   не   должен   быть   больше   зрачка
наблюдателя.  Легко  сообразить,  что  в  противном  случае   часть   света,
собранного объективом, будет  напрасно  потеряна.  Очень  важной  величиной,
характеризующей объектив телескопа, является  его  относительное  отверстие,
то есть отношение диаметра объектива телескопа к его  фокусному  расстоянию.
Светосилой объектива называется квадрат относительного отверстия  телескопа.
Чем «светосильнее» телескоп, т.е. чем больше светосила  его  объектива,  тем
более яркие изображения объектов он дает. Количество же  света,  собираемого
телескопом, зависит лишь от диаметра его объектива (но не от светосилы). Из-
за явления, именуемого в оптике  дифракцией,  при  наблюдениях  в  телескопы
яркие   звезды   кажутся   небольшими   дисками,   окруженными   несколькими
концентрическими радужными кольцами. Разумеется, к  настоящим  дискам  звезд
дифракционные диски никакого отношения не имеют.

      Таково  было  скромное  начало  развернувшегося   позже   «Чемпионата»
телескопов  –  длительной  борьбы   за   усовершенствование   этих   главных
астрономических инструментов.

      2 Схема и устройство оптических телескопов.


      После того как в 1609 году Галилей впервые направил на небо  телескоп,
возможности астрономических наблюдений возросли  в  очень  сильной  степени.
Этот год явился началом новой эры в науке – эры телескопической  астрономии.
Телескоп  Галилея   по   нынешним   понятиям   был   несовершенным,   однако
современникам  казалось  чудом  из  чудес.  Каждый,  заглянув  в  него,  мог
убедится, что Луна – это сложный мир, во многом подобный Земле,  что  вокруг
Юпитера обращается четыре  маленьких  спутника,  так  же   как  Луна  вокруг
Земли. Все это будило мысль, заставляло задумываться о сложности  Вселенной,
ее  материальности,  о  множестве  обитаемых  миров.  Изобретение  телескопа
вместе  с  системой  Коперника  сыграло  немалую   роль   в   ниспровержении
религиозной идеологии средневековья.
      Изобретение телескопа, как и большинство  великих  открытий,  не  было
случайным, оно было подготовлено всем  предыдущим  ходом  развития  науки  и
техники. В XVI веке мастера-ремесленники  хорошо  научились  делать  очковые
линзы, а отсюда был один шаг до телескопа и микроскопа.
      Телескоп имеет три основных назначения:
1. Собирать излучения от  небесных  светил  на  приемное  устройство  (глаз,
   фотографическую пластинку, спектрограф и др.);
2.  Строить  в   своей   фокальной   плоскости   изображение   объекта   или
   определенного участка неба;
3. Помочь различать объекты,  расположение  на  близком  угловом  расстоянии
   друг от друга и поэтому неразличимые невооруженным глазом.
      Основной  оптической  частью  телескопа  является  объектив,   который
собирает свет и  строит  изображение  объекта  или  участка  неба.  Объектив
соединяется  с  приемным   устройством-   трубой   (тубусом).   Механическая
конструкция,  несущая  трубу  и  обеспечивающая  ее   наведение   на   небо,
называется монтировкой. Если приемником света является глаз (при  визуальных
наблюдениях), то обязательно необходим  окуляр,  в  который  рассматривается
изображение,     построенное      объективом.      При      фотографических,
фотоэлектрических,    спектральных    наблюдениях    окуляр    не     нужен.
Фотографическая   пластинка,   входная   диафрагма   электрофотометр,   щель
спектрографа и т.д. устанавливаются непосредственное в  фокальной  плоскости
телескопа.
      Телескоп  с   линзовым   объективом   называется   рефрактором,   т.е.
преломляющим  телескопом.  Так  как  световые  лучи  различных   длин   волн
преломляются по-разному, то одиночная  линза  дает  окрашенное  изображение.
Это явление называется хроматической аберрацией. Хроматическая  аберрация  в
значительной  мере  устранена  в  объективах,  составленных  из  двух  линз,
изготовленных из стекол с разным коэффициентом  преломления  (ахроматический
объектив или ахромат).
      Законы отражения не зависит от длины  волны,  и  естественно  возникла
мысль заменить линзовый объектив вогнутым сферическим зеркалом (рисунок  4).
Такой  телескоп  называется  рефлектором,  т.е.  отражательным   телескопом.
Первый рефлектор (диаметром всего лишь  в  3  см  и  длиной  в  15  см)  был
построен ньютоном в 1671 году.
      Сферическое зеркало не собирает параллельного пучка лучей в точку; оно
дает  в  фокусе  несколько  разлитое  пятнышко.  Это  искажение   называе
12345След.
скачать работу

Астрофизика

 

Отправка СМС бесплатно

На правах рекламы


ZERO.kz
 
Модератор сайта RESURS.KZ