Bir tespit kapsamı (refraktör teleskopu), uzaktaki nesnelerin gözlemlerini yapmak için tasarlanmıştır. Tüp 2 mercekten oluşur: bir objektif ve bir göz merceği.
Tanım 1
Lens odak uzaklığı uzun olan yakınsak bir mercektir.
Tanım 2
mercek- Bu kısa odak uzaklığına sahip bir lenstir.
Göz merceği olarak yakınsak veya ıraksak mercekler kullanılır.
Teleskopun bilgisayar modeli
Bir bilgisayar programı kullanarak Kepler teleskopunun çalışmasını 2 mercekten gösteren bir model oluşturabilirsiniz. Teleskop astronomik gözlemler için tasarlanmıştır. Cihaz ters bir görüntü gösterdiğinden bu durum yer tabanlı gözlemler için sakıncalıdır. Program, gözlemcinin gözü sonsuz bir mesafeye ayarlanacak şekilde yapılandırılmıştır. Bu nedenle, teleskopta ışınların teleskopik bir yolu, yani uzak bir noktadan merceğe ψ açısıyla giren paralel bir ışın demeti gerçekleştirilir. Göz merceğinden paralel bir ışınla tamamen aynı şekilde çıkar, ancak optik eksene göre farklı bir açıyla φ.
Açısal büyütme
Tanım 3Teleskobun açısal büyütülmesiγ = φ ψ formülüyle ifade edilen ψ ve φ açılarının oranıdır.
Aşağıdaki formül, lens F 1 ve göz merceği F 2'nin odak uzaklığı boyunca teleskobun açısal büyütmesini gösterir:
γ = - F 1 F 2 .
F 1 merceğin önünde açısal büyütme formülünde görünen negatif işareti görüntünün ters olduğu anlamına gelir.
İstenirse merceğin ve göz merceğinin F 1 ve F 2 odak uzaklıklarını ve ψ açısını değiştirebilirsiniz. Açı φ ve açısal büyütme γ değerleri cihaz ekranında gösterilir.
Metinde bir hata fark ederseniz, lütfen onu vurgulayın ve Ctrl+Enter tuşlarına basın.
Ders çalışması
disiplin: Uygulamalı optik
Konuyla ilgili: Kepler tüpünün hesaplanması
giriiş
Teleskopik optik sistemler
1 Optik sistemlerdeki sapmalar
2 Küresel sapma
3 Renk sapması
4 Komatik sapma (koma)
5 Astigmatizma
6 Görüntü alanı eğriliği
7 Bozulma (bozulma)
Optik sistemin boyutsal hesaplaması
Çözüm
Edebiyat
Uygulamalar
giriiş
Teleskoplar gök cisimlerini gözlemlemek için tasarlanmış astronomik optik aletlerdir. Teleskoplar, gök cisimlerinin görsel, fotografik, spektral ve fotoelektrik gözlemleri için çeşitli radyasyon alıcıları kullanılarak kullanılır.
Görsel teleskoplar bir merceğe ve bir göz merceğine sahiptir ve teleskopik optik sistem olarak adlandırılan bir sistemdir: merceğe giren paralel ışın ışınını göz merceğinden çıkan paralel ışına dönüştürürler. Böyle bir sistemde merceğin arka odağı, göz merceğinin ön odağıyla çakışır. Ana optik özellikleri: görünür büyütme Г, açısal görüş alanı 2W, çıkış gözbebeği çapı D", çözünürlük ve nüfuz gücü.
Bir optik sistemin görünen büyütmesi, cihazın optik sistemi tarafından üretilen görüntünün gözlemlendiği açının, nesnenin doğrudan gözle gözlemlenmesi sırasındaki açısal boyutuna oranıdır. Teleskopik sistemin görünen büyütülmesi:
G=f"dev/f"tamam=G/D",
burada f"yaklaşık ve f"ok merceğin ve göz merceğinin odak uzaklıklarıdır,
D - giriş çapı,
D" - çıkış gözbebeği. Böylece, merceğin odak uzaklığını artırarak veya göz merceğinin odak uzaklığını azaltarak daha büyük büyütmeler elde edilebilir. Bununla birlikte, teleskopun büyütmesi ne kadar büyük olursa, görüş alanı o kadar küçük olur ve o kadar büyük olur. sistemin optik kusurlarından dolayı nesnelerin görüntülerinin bozulması.
Çıkış gözbebeği, teleskoptan çıkan ışık ışınının en küçük kesitidir. Gözlemler sırasında gözbebeği sistemin çıkış gözbebeği ile aynı hizadadır; bu nedenle gözlemcinin göz bebeğinden daha büyük olmamalıdır. Aksi takdirde merceğin topladığı ışığın bir kısmı göze ulaşamayacak ve kaybolacaktır. Tipik olarak, giriş gözbebeğinin (lens çerçevesi) çapı, göz bebeğinden çok daha büyüktür ve nokta ışık kaynakları, özellikle yıldızlar, bir teleskopla gözlemlendiğinde çok daha parlak görünür. Görünen parlaklıkları teleskopun giriş gözbebeği çapının karesiyle orantılıdır. Çıplak gözle görülemeyen soluk yıldızlar, büyük bir giriş gözbebeği olan bir teleskopla açıkça görülebilir. Teleskopla görülebilen yıldızların sayısı, doğrudan gözle gözlemlenenlerden çok daha fazladır.
teleskop optik sapma astronomik
1. Teleskopik optik sistemler
1 Optik sistemlerdeki sapmalar
Optik sistemlerin sapmaları (Latince - sapma) - optik sistemdeki kusurlardan kaynaklanan bozulmalar, görüntü hataları. Tüm lensler, en pahalıları bile, değişen derecelerde sapmalara karşı hassastır. Objektifin odak uzaklığı aralığı ne kadar büyük olursa, sapmaların seviyesinin de o kadar yüksek olduğuna inanılmaktadır.
En yaygın sapma türleri aşağıdadır.
2 Küresel sapma
Çoğu lens, küresel yüzeyli lensler kullanılarak tasarlanmıştır. Bu lenslerin yapımı kolaydır ancak lenslerin küresel şekli keskin görüntüler üretmek için ideal değildir. Küresel sapmanın etkisi, "sabun" olarak adlandırılan kontrastın yumuşatılması ve ayrıntıların bulanıklaştırılmasıyla kendini gösterir.
Bu nasıl oluyor? Paralel ışık ışınları küresel bir mercekten geçerken kırılır; merceğin kenarından geçen ışınlar, merceğin merkezinden geçen ışık ışınlarına göre merceğe daha yakın bir odak noktasında birleşir. Başka bir deyişle merceğin kenarları merkeze göre daha kısa odak uzaklığına sahiptir. Aşağıdaki görüntü, bir ışık ışınının küresel bir mercekten nasıl geçtiğini ve küresel sapmalara neyin sebep olduğunu açıkça göstermektedir.
Optik eksene yakın (merkeze daha yakın) mercekten geçen ışık ışınları mercekten daha uzaktaki B alanına odaklanır. Merceğin kenar bölgelerinden geçen ışık ışınları, merceğe daha yakın olan A alanına odaklanır.
3 Renk sapması
Kromatik sapma (CA), mercekten geçen ışığın dağılmasından kaynaklanan bir olgudur; Bir ışık ışınının bileşenlerine ayrışması. Farklı dalga boylarındaki (farklı renklerdeki) ışınlar farklı açılarda kırılır, böylece beyaz bir ışından bir gökkuşağı oluşur.
Kromatik sapmalar, özellikle kontrast nesnelerde görüntü netliğinin azalmasına ve renk saçaklarının ortaya çıkmasına neden olur.
Renk sapmalarıyla mücadele etmek için, ışık ışınlarını dalgalara ayırmayan, düşük dağılımlı camdan yapılmış özel apokromatik lensler kullanılır.
1.4 Komatik sapma (koma)
Koma veya komatik sapma, küresel sapma için düzeltilmiş bir lens tarafından oluşturulan ve görüntünün çevresinde görülebilen bir olgudur ve merceğin kenarına belirli bir açıyla giren ışık ışınlarının kuyruklu yıldız yerine kuyruklu yıldız şekline yakınlaşmasına neden olur. İstenilen noktanın şekli. Dolayısıyla adı.
Kuyruklu yıldızın şekli radyal olarak yönlendirilmiştir ve kuyruğu görüntünün merkezine doğru veya merkezden uzağa doğru işaret etmektedir. Görüntünün kenarlarında ortaya çıkan bulanıklığa komatik parlama denir. Bir noktayı optik eksen üzerinde bir nokta olarak doğru bir şekilde yeniden üreten merceklerde bile oluşabilen koma, merceğin kenarlarından geçen optik eksenin dışında bulunan bir noktadan gelen ışık ışınları ile ana ışık ışınları arasındaki kırılma farkından kaynaklanır. Aynı noktadan gelen ışık ışınının merceğin merkezinden geçmesi.
Ana ışın açısı arttıkça saç rengi artar ve görüntünün kenarlarında kontrastın azalmasına yol açar. Lensi durdurarak belli bir dereceye kadar iyileştirme elde edilebilir. Koma ayrıca görüntüdeki bulanık alanların patlamasına neden olarak hoş olmayan bir etki yaratabilir.
Belirli bir çekim mesafesinde konumlanan bir nesne için hem küresel sapmanın hem de komanın ortadan kaldırılmasına aplanatizm, bu şekilde düzeltilen merceğe ise aplanatizm denir.
5 Astigmatizma
Küresel ve komatik sapma düzeltilmiş bir mercekle, optik eksen üzerindeki bir nesne noktası görüntüde bir nokta olarak doğru bir şekilde yeniden üretilecektir, ancak optik eksenin dışında bulunan bir nesne noktası görüntüde bir nokta olarak değil, daha ziyade bir nesne noktası olarak görünecektir. bir gölge veya çizgi. Bu tür sapmalara astigmatizma denir.
Mercek odağını, nesne noktasının görüntünün merkezinden radyal olarak yönlendirilmiş bir çizgi olarak keskin bir şekilde tasvir edildiği bir konuma hafifçe kaydırarak ve odağı tekrar başka bir konuma kaydırarak bu olguyu görüntünün kenarlarında gözlemleyebilirsiniz. nesne noktası, eşmerkezli bir daire yönünde yönlendirilmiş bir çizgi olarak keskin bir şekilde tasvir edilmiştir. (Bu iki odak noktası arasındaki mesafeye astigmatik fark denir.)
Yani meridyen düzlemindeki ışık ışınları ile sagittal düzlemdeki ışık ışınları farklı konumlarda olduğundan bu iki ışın grubu tek bir noktada birleşmez. Mercek meridyen düzlemi için en uygun odak konumuna ayarlandığında, sagittal düzlemdeki ışık ışınları eşmerkezli bir daire yönünde hizalanır (bu konuma meridyen odak adı verilir).
Benzer şekilde, mercek sagittal düzlem için en uygun odak konumuna ayarlandığında, meridyen düzlemindeki ışık ışınları radyal yönde yönlendirilmiş bir çizgi oluşturur (bu konuma sagittal odak denir).
Bu tür bozulma ile görüntüdeki nesneler kavisli, yer yer bulanık görünür, düz çizgiler kavisli görünür ve kararma mümkündür. Lenste astigmat sorunu varsa, bu durum iyileştirilemediği için yedek parça olarak satılır.
6 Görüntü alanı eğriliği
Bu tür sapmalarla görüntü düzlemi kavisli hale gelir; dolayısıyla görüntünün merkezi odaktaysa görüntünün kenarları odak dışındadır ve bunun tersi de geçerlidir; kenarlar odaktaysa merkez odak dışındadır odak.
1.7 Bozulma (bozulma)
Bu tür sapmalar, düz çizgilerin bozulmasıyla kendini gösterir. Düz çizgiler içbükey ise çarpıklığa iğne yastığı, dışbükey ise fıçı şeklinde denir. Değişken odak uzunluklu lensler tipik olarak geniş açıda (minimum yakınlaştırma) fıçı distorsiyonu ve telefotoda (maksimum yakınlaştırma) yastık distorsiyonu oluşturur.
2. Optik sistemin boyutsal hesabı
İlk veri:
Merceğin ve merceklerin odak uzaklıklarını belirlemek için aşağıdaki sistemi çözüyoruz:
f' ob + f' ok = L;
f' ob / f' tamam =|Г|;
f' ob + f' tamam = 255;
f' ob / f' tamam =12.
f' ob +f' ob /12=255;
f' ob =235,3846 mm;
f’ tamam =19,6154 mm;
Giriş gözbebeğinin çapı D=D'Г formülüyle hesaplanır.
D =2,5*12=30 mm;
Merceğin doğrusal görüş alanını aşağıdaki formülü kullanarak buluruz:
; y' = 235,3846*1,5 o ; y'=6,163781 mm;
Merceğin açısal görüş alanı aşağıdaki formülle belirlenir:
Prizma sistemi hesaplaması
D 1 - ilk prizmanın giriş yüzü;
D 1 =(D girişi +2y')/2;
D1 =21,163781 mm;
Birinci prizmanın ışınlarının yol uzunluğu =*2=21.163781*2=42.327562;
D 2 - ikinci prizmanın giriş yüzü (Ek 3'teki formülün türetilmesi);
D 2 =D girişi *((D girişi -2y’)/L)*(f’ ob /2+);
D2 =18,91 mm;
İkinci prizmanın ışınlarının yol uzunluğu =*2=18,91*2=37,82;
Optik sistemi hesaplarken prizmalar arasındaki mesafe 0,5-2 mm arasında seçilir;
Prizma sistemini hesaplamak için havaya çıkarmak gerekir.
Prizma ışınlarının havaya olan yol uzunluğunu kısaltalım:
l 01 - ilk prizmanın uzunluğu havaya düşürüldü
n=1,5688 (BK10 camının kırılma indisi)
l 01 =l 1 /n=26,981 mm
l 02 = l 2 /n=24,108 mm
±5 diyoptri dahilinde odaklanmayı sağlamak için göz merceği hareketi miktarının belirlenmesi
öncelikle bir diyoptrinin fiyatını hesaplamanız gerekir f’ ok 2 /1000 = 0,384764 (bir diyoptrinin fiyatı)
İstenilen odağı elde etmek için göz merceğini hareket ettirmek: 
mm
Yansıtıcı yüzlere yansıtıcı kaplama uygulama ihtiyacının kontrol edilmesi:
(toplam iç yansıma koşulu henüz ihlal edilmediğinde eksenel ışından izin verilen sapma sapma açısı)
(yansıtıcı bir kaplama uygulanmasına gerek olmayan prizmanın giriş yüzündeki ışınların maksimum geliş açısı). Bu nedenle: yansıtıcı kaplamaya gerek yoktur.
Mercek hesaplaması:
2ω' = 34,9o olduğundan gerekli göz merceği tipi simetriktir.
f’ ok =19,6154 mm (hesaplanan odak uzaklığı);
K p = S’ F /f’ ok = 0,75 (dönüşüm faktörü)
S ' F = K p * f' tamam
S ’ F =0,75* f’ ok (arka odak uzaklığı değeri)
Göz rölyefi şu formülle belirlenir: S' p = S' F + z' p
z' p, Newton formülü kullanılarak bulunur: z' p = -f' ok 2 /z p burada z p, göz merceğinin ön odağından açıklık diyaframına olan mesafedir. Prizma döndürme sistemine sahip tespit dürbünlerinde açıklık diyaframı genellikle mercek tamburudur. İlk yaklaşım olarak, z p'yi merceğin odak uzaklığına eksi işaretiyle eşit olarak alabiliriz, dolayısıyla:
z p = -235,3846 mm
Çıkış gözbebeği kabartması:
S’ p = 14,71155+1,634618=16,346168 mm Optik sistem bileşenlerinin sapma hesaplaması. Sapma hesaplaması, üç dalga boyu için göz merceği ve prizmaların sapmalarının hesaplanmasını içerir. Mercek sapması hesaplaması: Göz merceği sapmalarının hesaplanması, ROSA uygulama paketi kullanılarak ışınların ters yolunda gerçekleştirilir. δy’ yaklaşık =0,0243 Prizma sisteminin sapmalarının hesaplanması: Yansıtıcı prizmaların sapmaları, eşdeğer bir düzlem-paralel plakanın üçüncü dereceden sapmaları için formüller kullanılarak hesaplanır. BK10 cam için (n=1,5688). Boyuna küresel sapma: δS’ pr =(0,5*d*(n 2 -1)*sin 2 b)/n 3 b'=arctg(D/2*f' ob)=3,64627 o d=2D 1 +2D 2 =80,15 mm dS'pr =0,061337586 Konum kromatizmi: (S’ f - S’ c) pr =0,33054442 Meridyonel koma: δy"=3d(n 2 -1)*sin 2 b’*tgω 1 /2n 3 δy" = -0,001606181 Mercek sapmalarının hesaplanması: Boyuna küresel sapma δS’ sf: δS' sf =-(δS' pr + δS' tamam)=-0,013231586 Konum kromatizmi: (S’ f - S’ c) rev = δS’ хр =-((S’ f - S’ c) pr +(S’ f - S’ c) tamam)=-0,42673442 Meridyonel koma: δy' k = δy' tamam - δy' pr δy’к =0,00115+0,001606181=0,002756181 Merceğin yapısal elemanlarının belirlenmesi. İnce bir optik sistemin sapmaları üç ana parametre P, W, C tarafından belirlenir. Yaklaşık formül Prof. G.G. Slyusareva, P ve W ana parametrelerini birbirine bağlar: P = P 0 +0,85(W-W 0) İki mercekli yapıştırılmış merceğin hesaplanması, verilen P0 ve C değerlerine sahip belirli bir gözlük kombinasyonunun bulunmasına indirgenir. Prof. yöntemini kullanarak iki mercekli bir merceğin hesaplanması. İYİ OYUN. Slyusareva: ) Prizma sistemi ve göz merceğinin sapmalarını telafi etme koşullarından elde edilen δS' xp, δS' sf, δy' k mercek sapma değerlerine dayanarak sapma toplamları bulunur: S I хр = δS’ хр = -0,42673442 S ben = 2*δS' sf /(tgb') 2 SI =6,516521291 S II =2* δy к ’/(tgб’) 2 *tgω S II =172,7915624 ) Toplamlara dayanarak sistem parametreleri bulunur: S I хр / f’ ob S II / f'ob ) P 0 hesaplanır: P 0 = P-0,85(W-W 0) ) Nomogram grafiğine göre çizgi 20. hücreyi kesiyor. K8F1 ve KF4TF12 gözlük kombinasyonlarını kontrol edelim: ) Tablodan K8F1 için belirtilen değere karşılık gelen P 0 , φ k ve Q 0 değerleri verilmiştir (uygun değildir) φk = 2,1845528 KF4TF12 için (uygun) ) P 0 ,φ k ve Q 0 bulunduktan sonra Q aşağıdaki formül kullanılarak hesaplanır: ) Q'yu bulduktan sonra, ilk sıfır ışınının a 2 ve a 3 değerleri belirlenir (nesne sonsuzda olduğundan a 1 =0 ve normalizasyon koşulundan 4 =1): ) İnce merceklerin eğrilik yarıçapları a i değerlerinden belirlenir: İnce Lens Yarıçapı: ) İnce bir merceğin yarıçapı hesaplandıktan sonra mercek kalınlıkları aşağıdaki tasarım hususlarına göre seçilir. Pozitif lens d1'in ekseni boyunca kalınlık, L1, L2 oklarının mutlak değerlerinden ve 0,05D'den az olmaması gereken kenar boyunca kalınlıktan oluşur. h=D girişi /2 L=h 2 /(2*r 0) L 1 =0,58818 2 =-1,326112 d 1 =L 1 -L 2 +0,05D ) Elde edilen kalınlıklara göre yükseklikleri hesaplayın: h 1 =f yaklaşık =235,3846 h 2 =h 1 -a 2 *d 1 h 2 =233,9506 h 3 =h 2 -a 3 *d 2 ) Sonlu kalınlığa sahip bir merceğin eğrilik yarıçapı: r 1 =r 011 =191,268 r 2 = r 02 *(sa 1 /sa 2) r2 =-84,317178 r 3 =r 03 *(sa 3 /sa 1) Sonuçlar, ROSA programını kullanan bir bilgisayardaki hesaplamalarla izlenir: Lens sapması hizalaması
Elde edilen ve hesaplanan sapmalar birbirine yakın değerlerdir. teleskop sapmalarının hizalanması
Düzen, mercek ve göz merceğinden prizma sistemine olan mesafenin belirlenmesini içerir. Objektif ile göz merceği arasındaki mesafe (S' F' ob + S' F' ok + Δ) olarak tanımlanır. Bu mesafe, mercek ile birinci prizma arasındaki mesafenin toplamı olup, merceğin odak uzaklığının yarısı, birinci prizmadaki ışın yol uzunluğu, prizmalar arasındaki mesafe, ikinci prizmadaki ışın yol uzunluğu, ikinci prizmanın son yüzeyinden odak düzlemine olan mesafe ve bu düzlemden göz merceğine olan mesafe 692+81.15+41.381+14.777=255
Çözüm Astronomik mercekler için çözünürlük, bir teleskopta ayrı ayrı görülebilen iki yıldız arasındaki en küçük açısal mesafeyle belirlenir. Teorik olarak, gözün en hassas olduğu sarı-yeşil ışınlar için görsel bir teleskopun (yay saniyesi cinsinden) çözümleme gücü, 120/D ifadesiyle tahmin edilebilir; burada D, teleskopun giriş gözbebeğinin çapıdır ve şu şekilde ifade edilir: milimetre. Bir teleskobun nüfuz gücü, iyi atmosferik koşullar altında belirli bir teleskopla gözlemlenebilen bir yıldızın maksimum yıldız büyüklüğüdür. Işınların dünya atmosferi tarafından titremesi, emilmesi ve saçılması nedeniyle oluşan düşük görüntü kalitesi, gerçekte gözlemlenen yıldızların maksimum yıldız büyüklüğünü azaltır ve ışık enerjisinin retina, fotoğraf plakası veya teleskoptaki diğer radyasyon alıcısı üzerindeki konsantrasyonunu azaltır. Teleskobun giriş gözbebeği tarafından toplanan ışık miktarı, alanıyla orantılı olarak artar; Aynı zamanda teleskobun nüfuz gücü de artar. D milimetre mercek çapına sahip bir teleskop için, görsel gözlemler sırasında büyüklük olarak ifade edilen nüfuz gücü aşağıdaki formülle belirlenir: mvis=2,0+5 log D. Optik sisteme bağlı olarak teleskoplar mercek (refraktör), ayna (reflektör) ve ayna merceğine ayrılır. Bir mercek teleskopik sisteminin pozitif (yakınsak) bir hedefi ve negatif (yayılan) bir göz merceği varsa, buna Galile sistemi denir. Kepler teleskopik mercek sistemi pozitif bir objektife ve pozitif bir göz merceğine sahiptir. Galileo'nun sistemi doğrudan sanal bir görüntü verir, küçük bir görüş alanına ve küçük bir açıklık oranına (büyük çıkış gözbebeği çapı) sahiptir. Tasarımın basitliği, sistemin kısa olması ve doğrudan görüntü elde edilebilmesi başlıca avantajlarıdır. Ancak bu sistemin görüş alanı nispeten küçüktür ve mercek ile göz merceği arasında nesnenin gerçek görüntüsünün bulunmaması, retikül kullanımına izin vermez. Bu nedenle Galilean sistemi odak düzlemi ölçümleri için kullanılamaz. Şu anda esas olarak büyük büyütme ve görüş alanının gerekli olmadığı tiyatro dürbünlerinde kullanılmaktadır. Kepler sistemi bir nesnenin gerçek ve ters çevrilmiş görüntüsünü verir. Bununla birlikte, gök cisimlerini gözlemlerken ikinci durum o kadar önemli değildir ve bu nedenle Kepler sistemi teleskoplarda en yaygın olanıdır. Teleskop tüpünün uzunluğu merceğin ve göz merceğinin odak uzaklıklarının toplamına eşittir: L=f"yaklaşık+f"yaklaşık. Kepler sistemi, ölçeği ve artı işaretlerini içeren paralel düzlem plaka şeklinde bir retikül ile donatılabilir. Bu sistem, merceklerden doğrudan görüntüler üretmek için prizma sistemiyle birlikte yaygın olarak kullanılır. Kepleri sistemleri esas olarak görsel teleskoplar için kullanılır. Görsel teleskoplarda radyasyon alıcısı olan gözün yanı sıra, gök cisimlerinin görüntüleri de fotografik emülsiyon üzerine kaydedilebilir (bu tür teleskoplara astrograf denir); bir fotomultiplikatör ve bir elektron-optik dönüştürücü, uzak mesafelerde bulunan yıldızlardan gelen zayıf bir ışık sinyalinin birçok kez yükseltilmesini mümkün kılar; görüntüler bir televizyon teleskop tüpüne yansıtılabilir. Nesnenin görüntüsü aynı zamanda bir astrospektrografa veya astrofotometreye de gönderilebilir. Teleskop tüpünü istenen gök cismine yönlendirmek için teleskop montaj parçasını (tripod) kullanın. Boruyu karşılıklı iki dik eksen etrafında döndürme yeteneği sağlar. Montajın tabanı, etrafında dönen teleskop tüpünün bulunduğu ikinci bir eksenin etrafında dönebileceği bir eksen taşır. Eksenlerin uzaydaki yönüne bağlı olarak montajlar çeşitli türlere ayrılır. Altazimut (veya yatay) montajlarda, bir eksen dikey olarak (azimut ekseni) ve ikincisi (zenit mesafe ekseni) yataydır. Altazimut montajının ana dezavantajı, gök küresinin görünen günlük dönüşü nedeniyle hareket eden bir gök cismini izlemek için teleskopu iki eksen etrafında döndürme ihtiyacıdır. Pek çok astrometrik alet altazimut montaj parçalarıyla donatılmıştır: evrensel aletler, geçiş ve meridyen daireleri. Hemen hemen tüm modern büyük teleskoplar, ana eksenin - kutupsal veya saat ekseninin - gök kutbuna doğru yönlendirildiği ve ikincisinin - sapma ekseninin - ona dik olduğu ve ekvatorda yer aldığı bir ekvator (veya paralaks) yuvasına sahiptir. uçak. Paralaks montajının avantajı, bir yıldızın günlük hareketini izlemek için teleskopu yalnızca bir kutup ekseni etrafında döndürmenin yeterli olmasıdır. Edebiyat 1. Dijital teknoloji. /Ed. E.V. Evreinova. - M .: Radyo ve iletişim, 2010. - 464 s. Kagan B.M. Optik. - M.: Energoatomizdat, 2009. - 592 s. Skvortsov G.I. Bilgisayar Mühendisliği. - MTUSI M.2007 - 40 s. Ek 1 Odak uzaklığı 19,615 mm Bağıl diyafram açıklığı 1:8 Görüş açısı Merceği 1 diyoptri hareket ettirin. 0,4 mm Yapısal elemanlar
19.615; =14.755;
Eksenel ışın
Δ C Δ F S' F -S' C Uzun far
Eğik bir ışının meridyen kesiti
ω 1 =-1 0 30’ ω 1 =-1 0 10’30”
Tespit kapsamı, çok uzaktaki nesneleri gözle görmek için tasarlanmış optik bir cihazdır. Mikroskop gibi bir mercek ve bir göz merceğinden oluşur; her ikisi de az çok karmaşık optik sistemlerdir, ancak mikroskoptaki kadar karmaşık değildirler; ancak bunları şematik olarak ince mercekler olarak göstereceğiz. Tespit dürbünlerinde mercek ve göz merceği, merceğin arka odağı neredeyse göz merceğinin ön odağıyla çakışacak şekilde konumlandırılır (Şek. 253). Lens, arka odak düzleminde sonsuzda bulunan bir nesnenin gerçek indirgenmiş-ters görüntüsünü üretir; bu görüntü sanki bir büyüteçten geçiyormuş gibi mercek aracılığıyla izlenir. Göz merceğinin ön odağı merceğin arka odağıyla çakışıyorsa, uzaktaki bir nesneyi görüntülerken, göz merceğinden paralel ışın ışınları çıkar; bu, sakin bir durumda (konaklama olmadan) normal bir gözle gözlem için uygundur ( bkz. § 114). Ancak gözlemcinin görüşü normalden biraz farklıysa, o zaman göz merceği hareket ettirilerek "gözlerin içine" yerleştirilir. Göz merceğini hareket ettirerek teleskop, gözlemciden çok uzak olmayan çeşitli mesafelerde bulunan nesneleri incelerken de "hedeflenir".
Pirinç. 253. Merceğin ve göz merceğinin teleskoptaki konumu: arka odak. Lens, göz merceğinin ön odağıyla eşleşir
Teleskop merceği her zaman bir toplama sistemi olmalıdır, göz merceği ise hem toplama hem de dağıtma sistemi olabilir. Toplama (pozitif) göz merceğine sahip bir teleskopa Kepler tüpü (Şekil 254, a), ıraksak (negatif) göz merceğine sahip bir teleskopa Galilean tüpü adı verilir (Şekil 254, b). Teleskop merceği (1), odak düzleminde uzaktaki bir nesnenin gerçek ters görüntüsünü üretir. Bir noktadan uzaklaşan bir ışın demeti göz merceğinin (2) üzerine düşer; Bu ışınlar göz merceğinin odak düzlemindeki bir noktadan geldiği için, o merceğin ikincil optik eksenine paralel, ana eksene açılı bir ışın buradan çıkar. Göze giren bu ışınlar retina üzerinde birleşerek kaynağın gerçek görüntüsünü verir.
Pirinç. 254. Teleskoptaki ışınların yolu: a) Kepler teleskopu; b) Galileo'nun trompeti
Pirinç. 255. Prizma alanlı dürbünlerde ışınların yolu (a) ve görünümü (b). Ok yönündeki bir değişiklik, ışınlar sistemin bir kısmından geçtikten sonra görüntünün "tersine döndüğünü" gösterir
(Galile tüpü (b) durumunda, resmi karmaşıklaştırmamak için göz gösterilmemiştir.) Açı - merceğe gelen ışınların eksenle yaptığı açı.
Sıradan tiyatro dürbünlerinde sıklıkla kullanılan Galileo tüpü nesnenin doğrudan görüntüsünü verirken Kepler tüpü ters bir görüntü verir. Sonuç olarak, Kepler tüpü karasal gözlemlere hizmet edecekse, görüntünün doğrudan olmasını sağlayan bir sarma sistemi (ek bir mercek veya prizma sistemi) ile donatılmıştır. Böyle bir cihazın bir örneği prizmatik dürbündür (Şekil 255). Kepler tüpünün avantajı, düzlemine bir ölçüm ölçeği, fotoğraf çekmek için bir fotoğraf plakası vb. yerleştirilebilen gerçek bir ara görüntü içermesidir.Sonuç olarak Kepler tüpü astronomide ve astronomide kullanılır. ölçümlerle ilgili tüm durumlar.
Çok uzaktaki nesneler değil mi?
Diyelim ki nispeten yakındaki bir nesneye iyice bakmak istiyoruz. Kepler tüpünün yardımıyla bu oldukça mümkündür. Bu durumda merceğin ürettiği görüntü merceğin arka odak düzleminden biraz daha uzakta olacaktır. Ve göz merceği, bu görüntü göz merceğinin ön odak düzleminde olacak şekilde konumlandırılmalıdır (Şekil 17.9) (eğer görüşümüzü zorlamadan gözlem yapmak istiyorsak).
Sorun 17.1. Kepler tüpü sonsuzluğa ayarlanmıştır. Bu tüpün göz merceği mercekten D kadar uzaklaştıktan sonra ben= 0,50 cm, belli bir mesafede bulunan nesneler borunun içinden açıkça görülebiliyordu D. Lensin odak uzaklığı varsa bu mesafeyi belirleyin. F 1 = 50,00 cm.
mercek hareket ettirildikten sonra bu mesafe eşit hale geldi
f = F 1+gün ben= 50,00 cm + 0,50 cm = 50,50 cm.
Objektifin mercek formülünü yazalım:
Cevap: D» 51 m.
DURMAK! Kendiniz karar verin: B4, C4.
Galileo'nun trompeti
İlk teleskop Kepler tarafından değil, İtalyan bilim adamı, fizikçi, tamirci ve astronom Galileo Galilei (1564–1642) tarafından 1609 yılında tasarlandı. Galileo'nun teleskopunda, Kepler'in teleskopunun aksine, mercek bir koleksiyon değil, saçılma mercek, bu nedenle içindeki ışınların yolu daha karmaşıktır (Şekil 17.10).
Bir cisimden gelen ışınlar AB, mercekten geçirin - bir toplama merceği HAKKINDA 1, bundan sonra yakınlaşan ışın demetleri oluştururlar. Eğer öğe AB– sonsuz derecede uzaksa, gerçek görüntüsü ab merceğin odak düzleminde olması gerekir. Üstelik bu görüntü küçültülecek ve ters çevrilecektir. Ancak birleşen ışınlar yolunda bir göz merceği vardır; uzaklaşan bir mercek HAKKINDA 2, bunun için görüntü ab hayali bir kaynaktır. Göz merceği, yakınlaşan bir ışın demetini uzaklaşan bir ışın demetine dönüştürür ve sanal doğrudan görüntü A¢ İÇİNDE¢.
Pirinç. 17.10 
Görüntüyü gördüğümüz bakış açısı b A 1 İÇİNDE 1, nesnenin görülebildiği görsel açıdan a açıkça daha büyük ABçıplak gözle.
Okuyucu: Bir şekilde çok çetrefilli... Borunun açısal büyütmesini nasıl hesaplayabiliriz?
Pirinç. 17.11
Lens gerçek bir görüntü verir A 1 İÇİNDE Odak düzleminde 1. Şimdi göz merceğini hatırlayalım - görüntünün oluşturulduğu ıraksak bir mercek A 1 İÇİNDE 1 hayali bir kaynaktır.
Bu hayali kaynağın bir görüntüsünü oluşturalım (Şekil 17.12).
1. Bir ışın çizelim İÇİNDE 1 HAKKINDA merceğin optik merkezi aracılığıyla - bu ışın kırılmaz.
Pirinç. 17.12
2. Noktadan çizelim İÇİNDE 1 ışın İÇİNDE 1 İLE, ana optik eksene paralel. Lensle kesişene kadar (bölüm CD) çok gerçek bir ışındır ve bölgede DВ 1 tamamen “zihinsel” bir çizgidir – tam anlamıyla İÇİNDE 1 Gerçek olarakışın CD ulaşmıyor! Öyle bir kırılır ki devam Kırılan ışının büyük kısmı, ayrılan merceğin ana ön odağından geçer - nokta F 2 .
Işın kesişimi 1 ışın devamı ile 2 bir nokta oluşturmak İÇİNDE 2 – hayali bir kaynağın hayali görüntüsü İÇİNDE 1. Bir noktadan düşme İÇİNDE 2 ana optik eksene dik olarak bir nokta elde ederiz A 2 .
Şimdi görüntünün mercekten görüldüğü açıya dikkat edin. A 2 İÇİNDE 2 açıdır A 2 doğum günü 2 = b. D'den A 1 doğum günü 1 köşe. Büyüklük | D| mercek merceği formülünden bulunabilir: burada hayali kaynak verir hayaliıraksak bir mercekteki görüntüye göre mercek formülü şu şekildedir:
.
Gözlemin göz yorgunluğu olmadan mümkün olmasını istiyorsak sanal bir görüntü A 2 İÇİNDE 2 sonsuza “gönderilmelidir”: | F| ® ¥. Daha sonra göz merceğinden paralel ışın ışınları çıkacaktır. Ve hayali kaynak A 1 İÇİNDE Bunu yapmak için 1'in ıraksak merceğin arka odak düzleminde olması gerekir. Aslında ne zaman | F | ® ¥
.
Bu "sınırlayıcı" durum Şekil 2'de şematik olarak gösterilmektedir. 17.13.
D'den A 1 HAKKINDA 1 İÇİNDE 1
H 1 = F 1 a, (1)
D'den A 1 HAKKINDA 2 İÇİNDE 1
H 1 = |F 1 |b, (2)
(1) ve (2) eşitliğinin sağ taraflarını eşitleyelim, şunu elde ederiz:
.
Galileo'nun tüpünün açısal büyütülmüş halini elde ettik
Gördüğümüz gibi formül Kepler tüpüne karşılık gelen formül (17.2)'ye çok benzer.
Galileo'nun borusunun uzunluğu Şekil 2'de görülebileceği gibi. 17.13, eşit
ben = F 1 – |F 2 |. (17.14)
Sorun 17.2. Tiyatro dürbünlerinin merceği, odak uzaklığına sahip yakınsak bir mercektir F 1 = 8,00 cm ve göz merceği odak uzaklığı olan ıraksak bir mercektir F 2 = –4,00 cm . Görüntü göz tarafından en iyi görüş mesafesinden görülüyorsa mercek ile mercek arasındaki mesafe nedir? Görüntünün sonsuza ayarlanmış bir gözle görülebilmesi için göz merceğini ne kadar hareket ettirmeniz gerekir?
Göz merceği ile ilgili olarak bu görüntü, belli bir mesafede bulunan hayali bir kaynağın rolünü oynar. A mercek düzleminin arkasında. Sanal görüntü S Göz merceği tarafından verilen 2 uzaktadır D 0 göz merceği düzleminin önünde, burada D 0 – Normal bir gözün en iyi görüş mesafesi.
Mercek için mercek formülünü yazalım:
Mercek ile göz merceği arasındaki mesafe, Şekil 2'de görülebileceği gibi. 17.14, eşit
ben = F 1 – A= 8,00 – 4,76 » 3,24 cm.
Gözün sonsuza yerleştirilmesi durumunda formül (17.4)'e göre borunun uzunluğu şuna eşittir:
ben 1 = F 1 – |F 2 | = 8,00 – 4,00 » 4,00 cm.
Bu nedenle göz merceğinin yer değiştirmesi
D l = l – l 1 = 4,76 – 4,00 » 0,76 cm.
Cevap: ben» 3,24 cm; D ben» 0,76 cm.
DURMAK! Kendiniz karar verin: B6, C5, C6.
Okuyucu: Galileo'nun trompeti ekranda görüntü oluşturabilir mi?
 Pirinç. 17.15 |
Uzaklaşan bir merceğin yalnızca bir durumda gerçek bir görüntü üretebileceğini biliyoruz: hayali kaynak merceğin arkasında, arka odağın önünde bulunuyorsa (Şekil 17.15).
Sorun 17.3. Galileo teleskop merceği, odak düzleminde Güneş'in gerçek bir görüntüsünü üretir. Mercek ile mercek arasında hangi mesafede, mercek olmadan elde edilecek gerçek görüntünün üç katı çapında bir Güneş görüntüsü ekranda elde edilebilir? Objektif odak uzaklığı F 1 = 100 cm, mercek – F 2 = –15cm.
Iraksak mercek ekranda oluşturur gerçek bu hayali kaynağın görüntüsü bir segmenttir A 2 İÇİNDE 2. Resimde R 1, Güneş'in ekrandaki gerçek görüntüsünün yarıçapıdır ve R– yalnızca mercek tarafından oluşturulan Güneş'in gerçek görüntüsünün yarıçapı (göz merceği olmadığında).
Benzerlikten D A 1 doğum günü 1 ve D A 2 doğum günü 2 elde ederiz:
.
Bunu dikkate alarak göz merceğinin mercek formülünü yazalım. D< 0 – источник мнимый, f > 0 – geçerli resim:
|D| = 10cm.
Daha sonra Şek. 17.16 gerekli mesafeyi bulun ben mercek ve mercek arasında:
ben = F 1 – |D| = 100 – 10 = 90cm.
Cevap: ben= 90cm.
DURMAK! Kendiniz karar verin: C7, C8.
Galileo'nun tüpündeki ışınların yolu.
Teleskobun icadını duyan ünlü İtalyan bilim adamı Galileo Galilei, 1610'da şunları yazdı: “On ay önce, belli bir Belçikalının, yardımıyla görülebilen bir perspektif (Galileo'nun teleskop dediği gibi) inşa ettiğine dair bir söylenti kulaklarımıza ulaştı. Gözlerden uzaktaki nesneler sanki yakındaymış gibi net bir şekilde ayırt edilebilir hale geliyor." Galileo teleskobun çalışma prensibini bilmiyordu, ancak optik yasalarında çok bilgili olduğundan, kısa sürede yapısını tahmin etti ve kendisi bir teleskop tasarladı. "Önce bir kurşun tüp yaptım" diye yazdı, "bunun uçlarına bir tarafı düz, diğer tarafı dışbükey-küresel, diğeri içbükey olan iki bardak yerleştirdim. Gözümü içbükey camın yakınına koyduğumda oldukça büyük ve yakın nesneler gördüm. Yani doğal gözle bakıldığında üç kat daha yakın ve on kat daha büyük görünüyorlardı. Bundan sonra, altmış kattan fazla büyütülmüş nesneleri temsil eden, daha doğru bir trompet geliştirdim. Bunu takiben hiçbir emekten ve hiçbir imkandan kaçınmadan, kendime öyle mükemmel bir organ yapmayı başardım ki, onun içinden bakıldığında nesneler, doğal yeteneklerin yardımıyla bakıldığında bin kat daha büyük ve otuz kat daha yakın görünüyordu. Galileo, gözlük ve teleskop lenslerinin kalitesinin tamamen farklı olması gerektiğini anlayan ilk kişiydi. On gözlükten yalnızca biri tespit dürbününde kullanılmaya uygundu. Lens teknolojisini daha önce hiç ulaşılamayan bir dereceye kadar mükemmelleştirdi. Bu, ona otuz kat büyütmeli bir teleskop yapmasına olanak tanırken, gözlük yapımcılarının teleskopları yalnızca üç kat büyütüldü.
Galilean'ın teleskopu iki camdan oluşuyordu; bunlardan nesneye bakanı (lens) dışbükey, yani ışık ışınlarını toplayan, göze bakan olanı ise (mercek) içbükey, saçıcı camdı. Nesneden gelen ışınlar mercekte kırıldı, ancak görüntü vermeden önce göz merceğine düşerek onları dağıttı. Gözlüklerin bu düzenlemesiyle ışınlar gerçek bir görüntü yaratmıyordu; gözün kendisi tarafından yaratılmıştı; göz, burada adeta borunun optik kısmını oluşturuyordu.
O merceğinin odak noktasında gözlenen nesnenin gerçek görüntüsünü verdiği şekilden görülmektedir (bu görüntü ekrana alındığında görülebileceği gibi tam tersidir). Ancak görüntü ile mercek arasına yerleştirilen içbükey mercek O1, mercekten gelen ışınları dağıtarak onların kesişmesine izin vermedi ve böylece gerçek bir görüntü ba oluşmasını engelledi. Uzaklaşan mercek, en iyi görüş mesafesinde bulunan A1 ve B1 noktalarında nesnenin sanal bir görüntüsünü oluşturdu. Sonuç olarak Galileo, nesnenin hayali, büyütülmüş, doğrudan bir görüntüsünü elde etti. Teleskopun büyütülmesi merceğin odak uzaklığının göz merceğinin odak uzaklığına oranına eşittir. Buna dayanarak, keyfi olarak büyük artışlar elde edebileceğiniz görünebilir. Bununla birlikte, güçlü büyütmenin sınırı teknik yeteneklerle belirlenir: Büyük çaplı camların parlatılması çok zordur. Ayrıca, çok uzun olan odak uzaklıkları, aşırı derecede uzun bir tüp gerektiriyordu ve bununla çalışmak imkansızdı. Floransa'daki Bilim Tarihi Müzesi'nde saklanan Galileo'nun teleskopları üzerinde yapılan bir araştırma, ilk teleskopunun 14 kat, ikinci teleskopun 19,5 kat ve üçüncüsünün 34,6 kat büyütme sağladığını gösteriyor.
Her ne kadar Galileo teleskobun mucidi olarak kabul edilemese de, onu bilimsel temelde yaratan, 17. yüzyılın başlarında optikle ilgili bilinenlerden yararlanan ve onu bilimsel araştırmalar için güçlü bir araca dönüştüren ilk kişi olduğu şüphesizdi. Gece gökyüzüne teleskopla bakan ilk kişi oydu. Bu nedenle daha önce kimsenin görmediği bir şey gördü. Galileo öncelikle Ay'ı incelemeye çalıştı. Yüzeyinde dağlar ve vadiler vardı. Güneş ışınlarında dağların ve sirklerin dorukları gümüş rengine bürünüyor, vadilerdeki uzun gölgeler kararıyordu. Gölgelerin uzunluğunun ölçülmesi Galileo'nun ay dağlarının yüksekliğini hesaplamasına olanak sağladı. Gece gökyüzünde birçok yeni yıldız keşfetti. Örneğin, Ülker takımyıldızında 30'dan fazla yıldız varken, daha önce yalnızca yedi yıldız vardı. Orion takımyıldızında - 8 yerine 80. Daha önce parlak çiftler olarak görülen Samanyolu, bir teleskopta çok sayıda bireysel yıldıza bölündü. Galileo'yu büyük bir sürprizle, teleskoptaki yıldızların boyutları, halelerini kaybetmiş oldukları için çıplak gözle gözlemlendiğinden daha küçük görünüyordu. Ancak gezegenler Ay'a benzeyen küçük diskler gibi görünüyordu. Teleskobu Jüpiter'e doğrultan Galileo, gezegenle birlikte uzayda hareket eden ve ona göre konumlarını değiştiren dört küçük armatürü fark etti. İki aylık gözlemlerden sonra Galileo, bunların Jüpiter'in uyduları olduğunu tahmin etti ve Jüpiter'in Dünya'dan kat kat daha büyük olduğunu öne sürdü. Venüs'ü ele alan Galileo, onun Ay'a benzer evreleri olduğunu ve bu nedenle Güneş'in etrafında dönmesi gerektiğini keşfetti. Sonunda Güneş'i mor camdan gözlemleyerek yüzeyinde lekeler keşfetti ve bunların hareketlerinden Güneş'in kendi ekseni etrafında döndüğünü tespit etti.
Tüm bu şaşırtıcı keşifler Galileo tarafından teleskop sayesinde nispeten kısa bir sürede yapıldı. Çağdaşları üzerinde çarpıcı bir izlenim bıraktılar. Görünüşe göre evrenin gizlilik perdesi düşmüş ve onun en derinlerini insana açıklamaya hazırdı. O zamanlar astronomiye olan ilginin ne kadar büyük olduğu, Galileo'nun yalnızca İtalya'da kendi sisteminin yüz enstrümanı için hemen sipariş alması gerçeğinden anlaşılıyor. Galileo'nun keşiflerini ilk takdir edenlerden biri, o zamanın bir diğer seçkin gökbilimcisi Johannes Kepler'di. 1610 yılında Kepler, iki bikonveks mercekten oluşan, temelde yeni bir teleskop tasarımı geliştirdi. Aynı yıl, genel olarak teleskopların ve optik aletlerin teorisini ayrıntılı olarak ele alan Dioptrics adlı önemli bir çalışma yayınladı. Kepler teleskopu kendi başına monte edemedi; bunun için ne parası ne de kalifiye asistanları vardı. Ancak 1613 yılında başka bir gökbilimci olan Scheiner teleskopunu Kepler'in tasarımına göre yaptı.
Yükleniyor...