Mitte liiga kauged objektid?

Oletame, et tahame mõnda suhteliselt lähedal asuvat objekti hästi vaadata. Kepleri toru abil on see täiesti võimalik. Sel juhul on objektiivi tekitatav pilt veidi kaugemal kui objektiivi tagumine fookustasapind. Ja okulaar tuleks paigutada nii, et see pilt oleks okulaari eesmises fookustasandis (joonis 17.9) (kui tahame jälgida silmi pingutamata).

Ülesanne 17.1. Kepleri toru on seatud lõpmatusse. Pärast seda, kui selle toru okulaar on objektist eemale viidud kaugusel D l= 0,50 cm, vahemaa objektid muutusid toru kaudu selgelt nähtavaks d. Määrake see kaugus objektiivi fookuskauguse korral F 1 = 50,00 cm.

pärast objektiivi liigutamist muutus see kaugus võrdseks

f = F 1+D l= 50,00 cm + 0,50 cm = 50,50 cm.

Kirjutame läätse valemi:

Vastus: d» 51 m.

STOP! Otsustage ise: B4, C4.

Galilei trompet

Sellegipoolest ei kavandanud esimest täppissiipi mitte Kepler, vaid Itaalia teadlane, füüsik, mehaanik ja astronoom Galileo Galilei (1564–1642) 1609. aastal. hajumine lääts ja seetõttu on selles olevate kiirte teekond keerulisem (joon. 17.10).

Objektilt tulevad kiired AB, läbivad objektiivi – koonduv lääts O 1 , mille järel nad moodustavad koonduvad talad. Kui teema AB on lõpmatus, siis selle tegelik pilt ab oleks pidanud juhtuma objektiivi fookustasandil. Pealegi oleks see pilt osutunud vähendatuks ja ümberpööratuks. Kuid koonduvate kiirte teel on okulaar - lahknev lääts O 2 , mille jaoks pilt ab on kujuteldav allikas. Okulaar muudab koonduva kiirtekiire lahknevaks ja loob virtuaalne otsepilt A¢ AT¢.

Riis. 17.10

Vaatenurk b, mille all me pilti näeme AGA 1 AT 1 , selgelt suurem kui vaatenurk a, mille all objekt on nähtav AB palja silmaga.

Lugeja: Kuidagi väga keeruline... Ja kuidas saab arvutada toru nurga suurenemist?

Riis. 17.11

Objektiiv annab reaalse pildi AGA 1 AT 1 fookustasandil. Nüüd meenutagem okulaari – lahknevat objektiivi, mille jaoks pilt AGA 1 AT 1 on kujuteldav allikas.

Ehitame selle kujuteldava allika kujutise (joonis 17.12).

1. Joonista tala AT 1 O läbi läätse optilise keskpunkti – see kiir ei murdu.

Riis. 17.12

2. Joonista punktist AT 1 tala AT 1 FROM paralleelselt optilise peateljega. Enne objektiiviga ületamist (lõik CD) on väga ehtne tala ja lõigul DB 1 - see on puhtalt "vaimne" joon - punktini AT 1 päriselt Ray CD ei ulatu! See murdub nii, et jätk murdunud kiir läbib lahkneva läätse peamise esifookuse – punkti F 2 .

tala ristumine 1 tala pikendusega 2 moodustavad punkti AT 2 - virtuaalse allika virtuaalne pilt ATüks . Punktist kukkumine AT 2, mis on risti optilise peateljega, saame punkti AGA 2 .

Nüüd pange tähele, et nurk, mille all pilti okulaarist nähakse AGA 2 AT 2 on nurk AGA 2 OV 2 = b. Alates D AGA 1 OV 1 nurk. Väärtus | d| leiate okulaari läätse valemist: siit kujuteldav allikas annab kujuteldav pilt on lahknevas objektiivis, seega on objektiivi valem järgmine:

.

Kui tahame, et saaksime vaadelda ilma silmade väsitamiseta, siis virtuaalne pilt AGA 2 AT 2 tuleks "saata" lõpmatuseni: | f| ® ¥. Seejärel väljuvad okulaarist paralleelsed kiired. Ja kujuteldav allikas AGA 1 AT 1 peab asuma lahkneva läätse tagumises fookustasandis. Tõepoolest, kui | f | ® ¥

.

See "piirav" juhtum on skemaatiliselt näidatud joonisel fig. 17.13.

Alates D AGA 1 O 1 AT 1

h 1 = F 1 a, (1)

Alates D AGA 1 O 2 AT 1

h 1 = |F 1 |b, (2)

Võrdsustame võrrandite (1) ja (2) õiged osad, saame

.

Niisiis, saime Galileo toru nurga suurenemise

Nagu näete, on valem väga sarnane Kepleri toru vastava valemiga (17.2).

Galileo toru pikkus, nagu on näha jooniselt fig. 17,13, on võrdne

l = F 1 – |F 2 |. (17.14)

Ülesanne 17.2. Teatri binokli eesmärk on fookuskaugusega koonduv objektiiv F 1 \u003d 8,00 cm ja okulaar on fookuskaugusega lahknev objektiiv F 2 = -4,00 cm . Kui suur on objektiivi ja okulaari vaheline kaugus, kui pilti vaadatakse silmaga parimast nägemiskaugusest? Kui kaugele tuleb okulaari liigutada, et pilti saaks vaadata lõpmatuseni mahutatud silmaga?

See pilt mängib okulaari suhtes kaugel asuva kujuteldava allika rolli a okulaari tasapinna taga. Kujutluspilt S 2 okulaari poolt antud on eemal d 0 okulaari tasapinna ees, kus d 0 – normaalse silma parima nägemise kaugus.

Kirjutame okulaari objektiivi valemi:

Objektiivi ja okulaari vaheline kaugus, nagu on näidatud joonisel fig. 17.14, võrdub

l = F 1 – a\u003d 8,00 - 4,76 "3,24 cm.

Juhul, kui silm on kohandatud lõpmatuseni, on toru pikkus valemi (17.4) järgi võrdne

l 1 = F 1 – |F 2 | = 8,00 - 4,00 » 4,00 cm.

Seetõttu on okulaari nihe

D l = l – l 1 \u003d 4,76 - 4,00 "0,76 cm.

Vastus: l» 3,24 cm; D l» 0,76 cm.

STOP! Otsustage ise: B6, C5, C6.

Lugeja: Kas Galileo toru annab ekraanile pildi?

Riis. 17.15

Teame, et lahknev objektiiv suudab reaalset pilti tekitada ainult ühel juhul: kui kujuteldav allikas on objektiivi taga tagumise fookuse ees (joon. 17.15).

Ülesanne 17.3. Galilei toru lääts annab reaalse pildi Päikesest fookustasandil. Millisel kaugusel objektiivi ja okulaari vahel on võimalik saada ekraanile Päikese kujutis, mille läbimõõt on kolm korda suurem tegelikust kujutisest, mis oleks saadud ilma okulaarita. Objektiivi fookuskaugus F 1 = 100 cm, okulaar - F 2 = -15 cm.

Ekraanil tekivad erinevad läätsed kehtiv selle kujuteldava allika kujutis on segment AGA 2 AT 2. Pildi peal R 1 on Päikese tegeliku kujutise raadius ekraanil ja R on Päikese tegeliku kujutise raadius, mille loob ainult objektiiv (okulaari puudumisel).

Sarnasusest D AGA 1 OV 1 ja D AGA 2 OV 2 saame:

.

Kirjutame üles okulaari läätse valem, võttes seejuures seda arvesse d< 0 – источник мнимый, f > 0 - pilt on kehtiv:

|d| = 10 cm.

Siis jooniselt fig. 17.16 leia vajalik distants l okulaari ja objektiivi vahel:

l = F 1 – |d| = 100 – 10 = 90 cm.

Vastus: l= 90 cm.

STOP! Otsustage ise: C7, C8.

16.12.2009 21:55 | V. G. Surdin, N. L. Vassiljeva

Tänapäeval tähistame 400. aastapäeva optilise teleskoobi loomisest – kõige lihtsama ja tõhusama teadusliku instrumendi loomisest, mis avas inimkonnale ukse universumisse. Esimeste teleskoopide loomise au kuulub õigustatult Galileole.

Nagu teate, alustas Galileo Galilei objektiividega katsetamist 1609. aasta keskel pärast seda, kui ta sai teada, et Hollandis leiutati navigatsiooni vajadusteks teleskoop. Selle valmistasid 1608. aastal võib-olla iseseisvalt Hollandi optikud Hans Lippershey, Jacob Metius ja Zacharias Jansen. Vaid kuue kuuga suutis Galileo seda leiutist oluliselt täiustada, luua selle põhimõttel põhineva võimsa astronoomilise instrumendi ja teha mitmeid hämmastavaid avastusi.

Galileo edu teleskoobi täiustamisel ei saa pidada juhuslikuks. Itaalia klaasimeistrid olid selleks ajaks juba põhjalikult tuntuks saanud: juba 13. sajandil. nad leiutasid prillid. Ja just Itaalias oli teoreetiline optika parim. Leonardo da Vinci tööde kaudu muutus see geomeetria osast praktiliseks teaduseks. "Tehke oma silmadele prillid, et näha kuud suurelt," kirjutas ta 15. sajandi lõpus. Ehkki selle kohta pole otseseid tõendeid, õnnestus Leonardol rakendada teleskoopsüsteem.

Algupärased optikauuringud viidi läbi 16. sajandi keskel. Itaallane Francesco Mavrolik (1494-1575). Tema kaasmaalane Giovanni Battista de la Porta (1535-1615) pühendas optikale kaks suurepärast teost: "Loodusmaagia" ja "Refraktsioonist". Viimases annab ta isegi teleskoobi optilise skeemi ja väidab, et suutis näha väikeseid objekte väga kaugelt. Aastal 1609 üritab ta kaitsta teleskoobi leiutamise prioriteeti, kuid tegelikest tõenditest selle kohta ei piisanud. Olgu kuidas on, Galileo töö selles valdkonnas algas hästi ettevalmistatud pinnal. Kuid austades Galileo eelkäijaid, pidage meeles, et just tema valmistas naljakast mänguasjast toimiva astronoomilise instrumendi.

Galileo alustas oma katseid positiivse läätse kui objektiivi ja negatiivse läätse kui okulaari lihtsa kombinatsiooniga, andes kolmekordse suurenduse. Nüüd nimetatakse seda disaini teatri binokliks. See on prillide järel kõige populaarsem optiline seade. Muidugi kasutatakse kaasaegses teatribinoklis objektiivi ja okulaarina kvaliteetseid kattega läätsi, mõnikord isegi keerukaid, mis koosnevad mitmest klaasist. Need annavad laia vaatevälja ja suurepärase pildikvaliteedi. Galileo kasutas nii objektiivi kui ka okulaari jaoks lihtsaid läätsi. Tema teleskoobid kannatasid kõige tugevamate kromaatiliste ja sfääriliste aberratsioonide all, s.o. andis pildi, mis oli servadest udune ja erinevates värvides fookusest väljas.

Kuid Galileo ei peatunud, nagu Hollandi meistrid, "teatri binokli" juures, vaid jätkas katseid objektiividega ja oli 1610. aasta jaanuariks loonud mitu instrumenti suurendusega 20-33 korda. Just nende abiga tegi ta oma tähelepanuväärsed avastused: avastas Jupiteri satelliidid, Kuu mäed ja kraatrid, Linnuteel hulgaliselt tähti jne. Juba 1610. aasta märtsi keskel Veneetsias ladina keeles ilmus 550 eksemplari avaldati Galileo teos "The Starry Messenger", kus kirjeldati neid esimesi teleskoopastronoomia avastusi. Septembris 1610 avastab teadlane Veenuse faasid ja novembris Saturni lähedalt rõnga märgid, kuigi ta ei mõista oma avastuse tegelikku tähendust ("Ma jälgisin kõrgeimat planeeti kolmikuna," kirjutab ta anagramm, püüdes kindlustada avastamise prioriteeti). Võib-olla ei andnud ükski järgnevate sajandite teleskoop teadusele sellist panust kui Galileo esimene teleskoop.

Need astronoomiasõbrad, kes üritasid aga prilliprillidest teleskoope kokku panna, on sageli üllatunud nende disainide vähesest võimekusest, mis jääb "vaatlusvõimaluste" poolest selgelt alla Galileo käsitööteleskoobile. Tihti ei suuda tänapäevane "Galilea" tuvastada isegi Jupiteri satelliite, Veenuse faasidest rääkimata.

Firenzes teadusajaloo muuseumis (kuulsa Uffizi pildigalerii kõrval) on kaks esimest Galileo ehitatud teleskoopi. Samuti on katkine kolmanda teleskoobi objektiiv. Seda objektiivi kasutas Galileo paljudeks vaatlusteks aastatel 1609–1610. ja kinkis ta suurvürst Ferdinand II-le. Objektiiv läks hiljem kogemata katki. Pärast Galileo surma (1642) hoidis seda objektiivi prints Leopold Medici ja pärast tema surma (1675) lisati see Uffizi galerii Medici kogusse. 1793. aastal anti kollektsioon üle Teadusajaloo Muuseumile.

Väga huvitav on graveerija Vittorio Krosteni Galilei objektiivi jaoks valmistatud dekoratiivne figuurne elevandiluust raam. Rikkalik ja veider lillornament on segatud teaduslike instrumentide kujutistega; mitmed ladinakeelsed pealdised on orgaaniliselt mustrisse integreeritud. Ülaosas oli varem kadunud lint, millel oli kiri "MEDICEA SIDERA" ("Medici tähed"). Kompositsiooni keskosa kroonib Jupiteri kujutis koos 4 satelliidi orbiitidega, mida ümbritseb tekst "CLARA DEUM SOBOLES MAGNUM IOVIS INCREMENTUM" ("Kuulsusrikas [noor] jumalate põlvkond, Jupiteri suur järglane") . Vasak ja parem - Päikese ja Kuu allegoorilised näod. Objektiivi ümber pärga põimival lindil on kiri: "HIC ET PRIMUS RETEXIT MACULAS PHEBI ET IOVIS ASTRA" ("Ta avastas esimesena nii Phoebuse (s.o Päikese) laigud kui ka Jupiteri tähed"). Alloleval kartššil tekst: "COELUM LINCEAE GALILEI MENTI APERTUM VITREA PRIMA HAC MOLE NON DUM VISA OSTENDIT SYDERA MEDICEA IURE AB INVENTORE DICTA SAPIENS NEMPE DOMINATUR ET ASTRIS" seni nähtamatu, keda nende tarkade poolt õigustatult kutsutakse ka meedikuteks. tähed.

Infot eksponaadi kohta saab Teadusajaloo Muuseumi kodulehelt: link nr 100101; viite nr 404001.

20. sajandi alguses uuriti Firenze muuseumis talletatud Galileo teleskoope (vt tabel). Nendega tehti isegi astronoomilisi vaatlusi.

Galilei teleskoopide esimeste objektiivide ja okulaaride optilised omadused (mõõtmed millimeetrites)

Selgus, et esimese toru eraldusvõime oli 20" ja vaateväli 15". Ja teine, vastavalt 10 "ja 15". Esimese toru kasv oli 14-kordne ja teine ​​20-kordne. Kolmanda toru purunenud lääts koos kahe esimese toru okulaaridega annaks 18- ja 35-kordse suurenduse. Niisiis, kas Galileo oleks võinud teha oma hämmastavad avastused selliste ebatäiuslike tööriistadega?

ajalooline eksperiment

Just selle küsimuse esitas inglane Stephen Ringwood ja vastuse väljaselgitamiseks lõi ta parima Galilea teleskoobi täpse koopia (Ringwood S. D. A Galilean telescope // The Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1994, vol. 35, 1, lk 43-50). 1992. aasta oktoobris lõi Steve Ringwood uuesti Galileo kolmanda teleskoobi disaini ja tegi sellega aasta jooksul kõikvõimalikke vaatlusi. Tema teleskoobi objektiivi läbimõõt oli 58 mm ja fookuskaugus 1650 mm. Nagu Galileo, peatas Ringwood oma objektiivi kuni D = 38 mm ava läbimõõduni, et saavutada parem pildikvaliteet suhteliselt väikese läbitungimisvõime kaoga. Okulaariks oli negatiivne lääts fookuskaugusega -50 mm, mis annab 33-kordse suurenduse. Kuna selle teleskoobi konstruktsiooni puhul on okulaar paigutatud objektiivi fookustasandi ette, siis oli toru kogupikkuseks 1440 mm.

Ringwood peab Galileo teleskoobi suurimaks puuduseks selle väikest vaatevälja – kõigest 10" ehk kolmandik kuukettast. Pealegi on vaatevälja servas pildikvaliteet väga madal. Kasutades lihtsat Rayleighi kriteerium, mis kirjeldab objektiivi eraldusvõime difraktsioonipiiri, eeldaks kvaliteetseid pilte vahemikus 3,5-4,0". Kuid kromaatiline aberratsioon vähendas selle 10-20"-ni Teleskoobi läbitungimisvõime, mis on hinnatud lihtsa valemiga (2 + 5lg D), oodati umbes +9,9 m . Kuid tegelikkuses ei olnud võimalik tuvastada tähti, mis on nõrgemad kui +8 m.

Kuu vaatlemisel toimis teleskoop hästi. Sellel õnnestus näha isegi rohkem detaile, kui Galileo oma esimestele kuukaartidele joonistas. "Võib-olla oli Galileo tähtsusetu joonistaja või ei huvitanud teda Kuu pinna üksikasjad?" Ringwood imestab. Või ei olnud Galileo kogemus teleskoopide valmistamisel ja nendega vaatlemisel siiski piisavalt suur? Arvame, et see on põhjus. Galileo enda kätega poleeritud prillide kvaliteet ei suutnud võistelda tänapäevaste läätsedega. Ja loomulikult ei õppinud Galileo kohe läbi teleskoobi vaatama: visuaalsed vaatlused nõuavad märkimisväärseid kogemusi.

Muide, miks ei teinud esimeste täppiskaapide loojad – hollandlased – astronoomilisi avastusi? Tehes vaatlusi teatri binokliga (2,5-3,5-kordne suurendus) ja väliklaasidega (7-8-kordne suurendus), märkate, et nende võimaluste vahel on kuristik. Kaasaegne kvaliteetne 3x binokkel võimaldab (ühe silmaga vaatlemisel!) vaevu märgata suurimaid kuukraatreid; on ilmselge, et sama suurendusega, kuid madalama kvaliteediga Hollandi toru ei suudaks seda isegi teha. Välibinoklid, mis annavad ligikaudu samad võimalused kui Galileo esimesed teleskoobid, näitavad meile Kuud kogu selle hiilguses ja paljude kraatritega. Olles täiustanud Hollandi toru ja saavutanud mitu korda suurema suurenduse, astus Galileo üle "avastuste läve". Sellest ajast peale pole see põhimõte eksperimentaalteaduses läbi kukkunud: kui teil õnnestub seadme juhtivat parameetrit mitu korda parandada, teete kindlasti avastuse.

Galileo kõige tähelepanuväärsem avastus oli Jupiteri nelja satelliidi ja planeedi enda ketta avastamine. Vastupidiselt ootustele ei seganud teleskoobi madal kvaliteet Jupiteri satelliidisüsteemi vaatlusi oluliselt. Ringwood nägi selgelt kõiki nelja satelliiti ja suutis sarnaselt Galileile igal õhtul jälgida nende liikumist planeedi suhtes. Tõsi, alati ei õnnestunud planeedi ja satelliidi pilti korraga hästi teravustada: objektiivi kromaatiline aberratsioon oli väga häiriv.

Kuid Jupiteri enda puhul ei suutnud Ringwood, nagu ka Galileo, planeedi kettal mingeid detaile tuvastada. Jupiterit mööda ekvaatorit läbivad nõrgalt kontrastsed laiusribad uhuti aberratsiooni tagajärjel täielikult välja.

Väga huvitava tulemuse sai Ringwood Saturni vaatlemisel. Nagu Galileo, nägi ta 33-kordse suurendusega planeedi külgedel ainult nõrku paistetusi (“salapäraseid lisandeid”, nagu Galileo kirjutas), mida suur itaallane muidugi sõrmusena tõlgendada ei saanud. Ringwoodi edasised katsed näitasid aga, et teiste suure suurendusega okulaaride kasutamisel oli sõrmuse selgemaid jooni siiski märgata. Kui Galileo oleks seda õigel ajal teinud, oleks Saturni rõngaste avastamine toimunud peaaegu pool sajandit varem ega oleks kuulunud Huygensile (1656).

Veenuse vaatlused aga tõestasid, et Galileost sai kiiresti osav astronoom. Selgus, et Veenuse faasid ei ole suurima pikenemise juures nähtavad, kuna selle nurk on liiga väike. Ja alles siis, kui Veenus lähenes Maale ja faasis 0,25 saavutas selle nurga läbimõõt 45 ", muutus tema poolkuu kuju märgatavaks. Sel ajal polnud tema nurkkaugus Päikesest enam nii suur ja vaatlused olid keerulised.

Kõige kurioossem asi Ringwoodi ajaloolises uurimistöös oli võib-olla vana väärarusaama paljastamine Galileo päikesevaatluste kohta. Seni oli üldtunnustatud seisukoht, et Galilea teleskoobis ei saa Päikest jälgida, projitseerides selle kujutist ekraanile, sest okulaari negatiivne lääts ei suuda luua objektist reaalset kujutist. Ainult veidi hiljem leiutatud Kepleri kahe positiivse läätse süsteemi teleskoop tegi selle võimalikuks. Usuti, et esimene, kes okulaari taha asetatud ekraanil Päikest vaatles, oli saksa astronoom Christoph Scheiner (1575-1650). Samal ajal ja Keplerist sõltumatult lõi ta 1613. aastal sarnase konstruktsiooniga teleskoobi. Kuidas Galileo Päikest vaatles? Tema oli ju see, kes päikeseplekid avastas. Pikka aega oli arvamus, et Galileo jälgis päevavalgust oma silmaga läbi okulaari, kasutades pilvi valgusfiltritena või vaadates Päikest udus madalal horisondi kohal. Usuti, et Galilei nägemise kaotus vanemas eas oli osaliselt tingitud tema vaatlustest Päikese suhtes.

Ringwood avastas aga, et isegi Galileo teleskoop suudab tekitada ekraanile üsna korraliku päikesepildi projektsiooni, mille päikeselaigud on väga selgelt nähtavad. Hiljem avastas Ringwood ühes Galileo kirjas Päikese vaatluste üksikasjaliku kirjelduse, projitseerides selle kujutise ekraanile. Kummaline, et seda asjaolu varem ei märgatud.

Arvan, et iga astronoomia amatöör ei keela endale mõneks õhtuks "Galileoks saamise" naudingut. Selleks peate lihtsalt tegema Galilei teleskoobi ja proovima korrata suure itaalia avastusi. Lapsepõlves valmistas üks selle märkme autoreid prilliklaasist Kepleri torusid. Ja juba täiskasvanueas ei suutnud ta vastu panna ja ehitas Galilei teleskoobiga sarnase instrumendi. Objektiiviks kasutati 43 mm läbimõõduga +2 dioptrilise võimsusega kinnitusobjektiivi ning vanast teatribinoklist võeti umbes -45 mm fookuskaugusega okulaar. Teleskoop osutus mitte eriti võimsaks, suurendusega vaid 11 korda, kuid sellel oli ka väike, umbes 50" läbimõõduga vaateväli ja pildikvaliteet oli ebaühtlane, halvenes oluliselt serva poole. pildid muutusid palju paremaks, kui objektiivi läbimõõt oli 22 mm ja veelgi parem - kuni 11 mm Piltide heledus muidugi vähenes, kuid Kuu vaatlustele tuli sellest isegi kasu.

Ootuspäraselt tegi see teleskoop valgele ekraanile projitseeritud Päikese vaatamisel tõepoolest pildi päikesekettast. Negatiivne okulaar suurendas objektiivi ekvivalentset fookuskaugust mitu korda (telefoto põhimõte). Kuna puuduvad andmed, millisele statiivile Galileo oma teleskoobi paigaldas, jälgis autor toru käes hoides ning kasutas käte toeks puutüve, piirdeaeda või lahtist aknaraami. 11-kordsel oli see piisav, kuid 30-kordsel võib Galileol ilmselt probleeme tekkida.

Võime eeldada, et ajalooline eksperiment esimese teleskoobi taasloomiseks oli edukas. Nüüd teame, et Galileo teleskoop oli tänapäevase astronoomia seisukohalt üsna ebamugav ja halb instrument. Igas mõttes jäi see alla isegi praegustele amatöörpillidele. Tal oli ainult üks eelis – ta oli esimene ja tema looja Galileo "pressis" tema instrumendist välja kõik, mis võimalik. Selle eest austame Galileod ja tema esimest teleskoopi.

Olge Galileo

2009. aasta kuulutati teleskoobi 400. sünniaastapäeva auks rahvusvaheliseks astronoomiaaastaks. Arvutivõrku on lisaks olemasolevatele ilmunud palju uusi imelisi saite, millel on hämmastavad pildid astronoomilistest objektidest.

Kuid hoolimata sellest, kui palju huvitavat teavet veebisaidid olid, oli MGA peamine eesmärk näidata kõigile tõelist universumit. Seetõttu oli prioriteetsete projektide hulgas kõigile kättesaadavate odavate teleskoopide tootmine. Kõige massiivsem oli "galileoskoop" - väike refraktor, mille konstrueerisid kõrgelt professionaalsed astronoomid-optikad. See ei ole Galileo teleskoobi täpne koopia, vaid pigem selle kaasaegne reinkarnatsioon. "Galileoskoobil" on kahe läätsega klaasist akromaatiline lääts, mille läbimõõt on 50 mm ja fookuskaugus 500 mm. 4-läätseline plastikust okulaar annab 25x suurenduse ja 2x Barlow suurendab selle kuni 50x. Teleskoobi vaateväli on 1,5 o (või Barlow objektiiviga 0,75 o). Sellise tööriistaga saate hõlpsalt "üle korrata" kõiki Galileo avastusi.

Kuid Galileo ise oleks sellise teleskoobiga need palju suuremaks teinud. Tööriista 15–20-dollarine hinnasilt muudab selle avalikkusele tõeliselt kättesaadavaks. Kummalisel kombel on tavalise positiivse okulaariga (isegi Barlow objektiiviga) "galileoskoop" tegelikult Kepleri toru, kuid kui seda kasutatakse ainult Barlow läätsega okulaarina, vastab see oma nimele, muutudes 17-kordseks Galilei toruks. Suure itaallase avastusi sellises (originaalses!) konfiguratsioonis korrata pole lihtne ülesanne.

See on väga mugav ja üsna massiivne tööriist, mis sobib koolidele ja astronoomia algajatele. Selle hind on oluliselt madalam kui varasematel sarnaste võimalustega teleskoopidel. Väga soovitav oleks selliseid instrumente meie koolidele soetada.

Spikker (refraktorteleskoop) on mõeldud kaugemate objektide vaatlemiseks. Toru koosneb kahest läätsest: objektiivist ja okulaarist.

Definitsioon 1

Objektiiv See on pika fookuskaugusega koonduv objektiiv.

2. definitsioon

Okulaar See on lühikese fookuskaugusega objektiiv.

Okulaarina kasutatakse koonduvaid või lahknevaid läätsi.

Vaatemõõturi arvutimudel

Arvutiprogrammi abil saate luua mudeli, mis demonstreerib Kepleri teleskoobi tööd kahest objektiivist. Teleskoop on mõeldud astronoomilisteks vaatlusteks. Kuna seade näitab ümberpööratud pilti, on see maapealsete vaatluste jaoks ebamugav. Programm on üles seatud nii, et vaatleja silm mahuks lõpmatusse kaugusesse. Seetõttu tehakse teleskoobis teleskoopkiire teekond, see tähendab paralleelselt kaugemast punktist lähtuvat kiirtekiirt, mis siseneb objektiivi nurga ψ all. See väljub okulaarist samamoodi nagu paralleelkiir, kuid optilise telje suhtes juba erineva nurga all φ.

Nurga suurendus

3. määratlus

Teleskoobi nurga suurendamine on nurkade ψ ja φ suhe, mida väljendatakse valemiga γ = φ ψ .

Järgmine valem näitab teleskoobi nurga suurendamist läbi objektiivi F 1 ja okulaari F 2 fookuskauguse:

γ = - F 1 F 2 .

Negatiivne märk, mis seisab nurga suurenduse valemis F 1 objektiivi ees, tähendab, et pilt on tagurpidi.

Soovi korral saate muuta objektiivi ja okulaari fookuskaugusi F 1 ja F 2 ning nurka ψ. Nurga φ ja nurga suurenduse γ väärtused kuvatakse seadme ekraanil.

Kui märkate tekstis viga, tõstke see esile ja vajutage Ctrl+Enter

Kursuse töö

distsipliin: rakendusoptika

Teemal: Kepleri toru arvutamine

Sissejuhatus

Teleskoopilised optilised süsteemid

1 Optiliste süsteemide aberratsioonid

2 Sfääriline aberratsioon

3 Kromaatiline aberratsioon

4 Koomiline aberratsioon (kooma)

5 Astigmatism

6 Pildivälja kõverus

7 Moonutused (moonutus)

Optilise süsteemi mõõtmete arvutamine

Järeldus

Kirjandus

Rakendused

Sissejuhatus

Teleskoobid on astronoomilised optilised instrumendid, mis on loodud taevakehade vaatlemiseks. Teleskoope kasutatakse koos erinevate kiirgusvastuvõtjate abil taevakehade visuaalseteks, fotograafilisteks, spektraalseteks ja fotoelektrilisteks vaatlusteks.

Visuaalteleskoobid on läätse ja okulaariga ning on nn teleskoop-optiline süsteem: need muudavad objektiivi siseneva paralleelse kiirte okulaarist väljuvaks paralleelkiireks. Sellises süsteemis langeb objektiivi tagumine fookus kokku okulaari eesmise fookusega. Selle peamised optilised omadused on: näiv suurendus Г, vaatenurk 2W, väljuva pupilli läbimõõt D", eraldusvõime ja läbitungimisvõime.

Optilise süsteemi näiv suurendus on seadme optilise süsteemi poolt antud kujutise vaatlemise nurga ja objekti nurga suuruse suhe, kui seda vaadatakse otse silmaga. Teleskoopsüsteemi näiv suurendus:

G \u003d f "umbes / f" ok \u003d D / D",

kus f "ob ja f" ok on objektiivi ja okulaari fookuskaugused,

D - sisselaskeava läbimõõt,

D" – väljumispupill. Seega, suurendades objektiivi fookuskaugust või vähendades okulaari fookuskaugust, on võimalik saavutada suuri suurendusi. Mida suurem on aga teleskoobi suurendus, seda väiksem on selle vaateväli ja süsteemi optika ebatäiuslikkuse tõttu suurem objektikujutiste moonutus.

Väljapääsupupill on teleskoobist väljuva valgusvihu väikseim osa. Vaatluste ajal joondub silma pupill süsteemi väljumispupilliga; seetõttu ei tohiks see olla suurem kui vaatleja silma pupill. Vastasel juhul ei satu osa läätse kogutud valgusest silma ja läheb kaduma. Tavaliselt on sissepääsupupilli (läätseraami) läbimõõt palju suurem kui silma pupillil ja punktvalgusallikad, eriti tähed, tunduvad läbi teleskoobi vaadates palju heledamad. Nende näiv heledus on võrdeline teleskoobi sissepääsu pupilli läbimõõdu ruuduga. Nõrgad tähed, mida palja silmaga ei näe, on suure sissepääsupupilliga teleskoobis selgelt näha. Teleskoobi kaudu nähtavate tähtede arv on palju suurem kui otse silmaga vaadeldav.

teleskoop optiline aberratsioon astronoomiline

1. Teleskoopilised optilised süsteemid

1 Optiliste süsteemide aberratsioonid

Optiliste süsteemide aberratsioonid (lat. - kõrvalekalle) - optilise süsteemi ebatäiuslikkusest tingitud moonutused, pildivead. Aberratsioonid on erineval määral allutatud kõigile, isegi kõige kallimatele, objektiividele. Arvatakse, et mida suurem on objektiivi fookuskauguste vahemik, seda suurem on selle aberratsioonide tase.

Kõige levinumad aberratsioonide tüübid on toodud allpool.

2 Sfääriline aberratsioon

Enamik objektiive on valmistatud sfääriliste pindadega läätsedest. Selliseid objektiive on lihtne valmistada, kuid objektiivide sfääriline kuju ei ole terava pildi saamiseks ideaalne. Sfäärilise aberratsiooni mõju avaldub kontrasti pehmendamises ja detailide hägustumises, nn "seebis".

Kuidas see juhtub? Sfäärilist läätse läbivad paralleelsed valguskiired murduvad, läätse serva läbivad kiired ühinevad läätsele lähemal asuvas fookuspunktis kui läätse keskpunkti läbivad valguskiired. Teisisõnu, objektiivi servad on lühema fookuskaugusega kui keskel. Alloleval pildil on selgelt näha, kuidas valguskiir läbib sfäärilist läätse ja millised sfäärilised aberratsioonid ilmnevad.

Optilise telje lähedal (keskmele lähemal) läätse läbivad valguskiired fokusseeritakse piirkonda B, objektiivist kaugemal. Läätse servatsoone läbivad valguskiired fokusseeritakse A piirkonda, mis on objektiivile lähemal.

3 Kromaatiline aberratsioon

Kromaatiline aberratsioon (CA) on nähtus, mille põhjustab läätse läbiva valguse hajumine, s.o. valgusvihu lammutamine selle komponentideks. Erineva lainepikkusega (erinevat värvi) kiired murduvad erinevate nurkade all, seega moodustub valgest kiirest vikerkaar.

Kromaatilised aberratsioonid toovad kaasa pildi selguse vähenemise ja värvide "äärte" ilmnemise, eriti kontrastsetel objektidel.

Kromaatiliste aberratsioonide vastu võitlemiseks kasutatakse madala dispersiooniga klaasist spetsiaalseid apokromaatilisi läätsi, mis ei lagunda valguskiiri laineteks.

1.4 Koomiline aberratsioon (kooma)

Kooma või koomaaberratsioon on kujutise äärealadel esinev nähtus, mis tekib sfäärilise aberratsiooni suhtes korrigeeritud läätse poolt ja mille tõttu läätse serva teatud nurga all sisenevad valguskiired koonduvad pigem komeediks kui soovitud punktiks. Sellest ka selle nimi.

Komeedi kuju on orienteeritud radiaalselt, selle saba on suunatud kas pildi keskpunkti poole või sellest eemale. Tekkivat hägusust pildi servades nimetatakse kooma sähvatuseks. Kooma, mis võib tekkida isegi objektiividel, mis reprodutseerivad punkti täpselt optilise telje punktina, on tingitud valguskiirte murdumise erinevusest väljaspool optilist telge asuvast punktist, mis läbib läätse servi. samast punktist lähtuv peamine valguskiir, mis läbib läätse keskpunkti.

Kooma suureneb kaugtule nurga suurenedes ja viib kontrasti vähenemiseni pildi servades. Teatud paranemise saab saavutada objektiivi peatamisega. Kooma võib põhjustada ka pildi uduste alade väljapuhumist, tekitades ebameeldiva efekti.

Nii sfäärilise aberratsiooni kui ka kooma kõrvaldamist teatud pildistamiskaugusel asuva objekti puhul nimetatakse aplanatismiks ja selliselt korrigeeritud objektiivi aplanatismiks.

5 Astigmatism

Sfäärilise ja komaatilise aberratsiooni suhtes korrigeeritud objektiivi puhul taasesitatakse optilise telje objekti punkt täpselt pildi punktina, kuid optilisest teljest väljapoole jääv objekt ei ilmu pildil punktina, vaid pigem punktina. vari või joon. Seda tüüpi aberratsiooni nimetatakse astigmatismiks.

Seda nähtust saate jälgida pildi servades, kui nihutate objektiivi fookust veidi asendisse, kus objekti punkt on teravalt kujutatud pildi keskpunktist radiaalsuunas orienteeritud joonena, ja nihutate uuesti fookust. teise asendisse, milles objekti punkt on teravalt kujutatud joonena.orienteeritud kontsentrilise ringi suunas. (Nende kahe fookusasendi vahelist kaugust nimetatakse astigmaatiliseks erinevuseks.)

Teisisõnu, meridionaaltasandi valguskiired ja sagitaaltasandi valguskiired on erinevas asendis, mistõttu need kaks kiirterühma ei ühendu samas punktis. Kui lääts on seatud meridionaaltasandi jaoks optimaalsesse fookusasendisse, joonduvad sagitaaltasandi valguskiired kontsentrilise ringi suunas (seda asendit nimetatakse meridionaalseks fookuseks).

Samamoodi, kui lääts on seatud sagitaaltasandi jaoks optimaalsesse fookusasendisse, moodustavad meridionaaltasandi valguskiired radiaalsuunas orienteeritud joone (seda asendit nimetatakse sagitaalfookuseks).

Seda tüüpi moonutuste korral näevad pildil olevad objektid kõverad, kohati udused, sirged jooned kõverad ja tumenemine on võimalik. Kui läätsel on astigmatism, on see lubatud varuosadeks, kuna seda nähtust ei saa ravida.

6 Pildivälja kumerus

Seda tüüpi aberratsiooni korral muutub pilditasapind kõveraks, nii et kui pildi keskpunkt on fookuses, on pildi servad fookusest väljas ja vastupidi, kui servad on fookuses, on keskpunkt väljas. fookusest.

1.7 Moonutused (moonutus)

Seda tüüpi aberratsioon väljendub sirgjoonte moonutamises. Kui sirgjooned on nõgusad, nimetatakse moonutust nõelapadjaks, kui kumer - tünnikujuliseks. Suumobjektiivid tekitavad tavaliselt lainurga (minimaalne suum) ja nõelapatja moonutusi telefoto puhul (maksimaalne suum).

2. Optilise süsteemi mõõtmete arvutamine

Algandmed:

Objektiivi ja okulaari fookuskauguste määramiseks lahendame järgmise süsteemi:

f'ob + f'ok = L;

f'ob / f'ok =|Г|;

f'ob + f'ok = 255;

f'ob / f'ok = 12.

f'ob +f'ob /12=255;

f'ob = 235,3846 mm;

f'ok \u003d 19,6154 mm;

Sissepääsu õpilase läbimõõt arvutatakse valemiga D \u003d D'G

D in \u003d 2,5 * 12 \u003d 30 mm;

Okulaari lineaarne vaateväli leitakse järgmise valemi abil:

; y' = 235,3846*1,5o; y' = 6,163781 mm;

Okulaari vaatenurk leitakse järgmise valemiga:

Prismasüsteemi arvutamine

D 1 -esimese prisma sisendkülg;

D 1 \u003d (D in + 2 a ') / 2;

D 1 \u003d 21,163781 mm;

Esimese prisma kiire pikkus =*2=21,163781*2=42,327562;

D 2 - teise prisma sisendpind (lisa 3 valemi tuletis);

D 2 \u003d D in * ((D in -2y ') / L) * (f 'ob / 2+);

D 2 \u003d 18,91 mm;

Teise prisma kiirte pikkus =*2=18,91*2=37,82;

Optilise süsteemi arvutamisel valitakse prismade vaheline kaugus vahemikus 0,5-2 mm;

Prismaatilise süsteemi arvutamiseks on vaja see õhku tuua.

Vähendame prismakiirte tee pikkust õhku:

l 01 - esimese prisma pikkus taandatuna õhuks

n = 1,5688 (klaasi murdumisnäitaja BK10)

l 01 \u003d l 1 / n \u003d 26,981 mm

l 02 \u003d l 2 / n \u003d 24,108 mm

Okulaari liikumise määra kindlaksmääramine, et tagada teravustamine täpsusega ± 5 dioptrit

kõigepealt peate arvutama ühe dioptri hinna f ’ ok 2 / 1000 \u003d 0,384764 (ühe dioptri hind.)

Okulaari liigutamine soovitud fookuse saavutamiseks: mm

Kontrollige, kas peegeldavatele külgedele on vaja kanda peegeldav kate:

(aksiaalkiirest kõrvalekalde lubatud kõrvalekaldenurk, kui täieliku sisepeegelduse tingimust veel ei rikuta)

(prisma sisendpinna kiirte langemise piirnurk, mille juures ei ole vaja peegeldavat katet kanda) . Seetõttu: peegeldav kate pole vajalik.

Okulaari arvutus:

Kuna 2ω’ = 34,9, on nõutav okulaari tüüp sümmeetriline.

f’ ok =19,6154 mm (arvutatud fookuskaugus);

K p \u003d S 'F / f ' ok \u003d 0,75 (konversioonitegur)

S 'F \u003d K p * f ' ok

S 'F =0,75* f' ok (tagumise fookuskauguse väärtus)

Väljapääsu pupilli eemaldamine määratakse valemiga: S’ p = S’ F + z’ p

z’ p leitakse Newtoni valemiga: z’ p = -f’ ok 2 / z p kus z p on kaugus okulaari esifookusest ava diafragma. Prismaga katva süsteemiga täpiskaalade puhul on ava diafragma tavaliselt objektiivi korpus. Esimese lähendusena saame võtta z p võrdseks miinusmärgiga objektiivi fookuskaugusega, seega:

z p = -235,3846 mm

Väljuva õpilase eemaldamine on võrdne:

S'p = 14,71155+1,634618=16,346168 mm

Optilise süsteemi komponentide aberratsiooni arvutamine.

Aberratsiooni arvutamine hõlmab okulaari ja prisma aberratsioonide arvutamist kolme lainepikkuse kohta.

Okulaari aberratsiooni arvutamine:

Okulaari aberratsioonide arvutamine toimub kiirte vastupidises suunas, kasutades tarkvarapaketti ROSA.

δy' ok \u003d 0,0243

Prismasüsteemi aberratsioonide arvutamine:

Peegeldavate prismade aberratsioonid arvutatakse ekvivalentse tasapinnalise paralleelse plaadi kolmandat järku aberratsioonide valemite abil. BK10 klaasi jaoks (n=1,5688).

Pikisuunaline sfääriline aberratsioon:

δS' pr \u003d (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 \u003d 0,061337586

Positsioonikromatism:

(S'f - S'c) pr \u003d 0,33054442

Meridiaani kooma:

δy "= 3d (n 2 -1) * sin 2 b '* tgω 1 / 2n 3

δy" = -0,001606181

Objektiivi aberratsiooni arvutamine:

Pikisuunaline sfääriline aberratsioon δS’ sf:

δS’ sf \u003d – (δS’ pr + δS’ ok) \u003d -0,013231586

Positsioonikromatism:

(S'f - S'c) pööre \u003d δS' xp = - ((S'f - S'c) pr + (S'f - S'c) ok) \u003d -0,42673442

Meridiaani kooma:

δy’ kuni = δy’ ok - δy’ pr

δy’ kuni =0,00115+0,001606181=0,002756181

Objektiivi konstruktsioonielementide määratlus.

Õhukese optilise süsteemi aberratsioonid määratakse kolme põhiparameetriga P, W, C. Ligikaudne valem prof. G.G. Slyusareva ühendab peamised parameetrid P ja W:

P = P 0 +0,85 (W-W 0)

Kahe läätsega liimitud läätse arvutamine taandub teatud klaaside kombinatsiooni leidmisele, mille väärtus on P 0 ja C.

Kahe läätsega läätse arvutamine prof. G.G. Slyusareva:

) Prismasüsteemi ja okulaari aberratsioonide kompenseerimise tingimustest saadud läätse aberratsioonide δS’ xp, δS’ sf, δy’ k väärtuste põhjal leitakse aberratsioonisummad:

S I xp = δS' xp = -0,42673442

S I \u003d 2 * δS 'sf / (tgb') 2

S I = 6,516521291

S II \u003d 2 * δy kuni '/(tgb') 2 *tgω

SII =172,7915624

) Summade põhjal leitakse süsteemi parameetrid:

S I xp / f 'ob

S II / f'ob

) P 0 arvutatakse:

P 0 = P-0,85 (W-W 0)

) Graafik-nomogrammi järgi läbib joon 20. lahtrit. Vaatame prillide K8F1 ja KF4TF12 kombinatsioone:

) Tabelist on toodud P 0 , φ k ja Q 0 väärtused, mis vastavad K8F1 määratud väärtusele (ei sobi)

φk = 2,1845528

KF4TF12 jaoks (sobib)

) Pärast P 0 ,φ k ja Q 0 leidmist arvutatakse Q järgmise valemiga:

) Pärast Q leidmist määratakse esimese nullkiire väärtused a 2 ja a 3 (a 1 \u003d 0, kuna objekt on lõpmatuses ja 4 \u003d 1 - normaliseerimistingimusest):

) i väärtused määravad õhukeste läätsede kõverusraadiused:

Raadiusega õhukesed läätsed:

) Pärast õhukese läätse raadiuste arvutamist valitakse läätse paksused järgmiste konstruktsioonikaalutluste põhjal. Paksus piki positiivse läätse telge d1 on noolte L1, L2 absoluutväärtuste ja serva paksuse summa, mis peab olema vähemalt 0,05D.

h=D in /2

L \u003d h 2 / (2 * r 0)

L 1 \u003d 0,58818 2 = -1,326112

d 1 \u003d L 1 -L 2 + 0,05D

) Arvutage saadud paksuste järgi kõrgused:

h 1 \u003d f umbes \u003d 235,3846

h 2 \u003d h 1 -a 2 * d 1

h 2 = 233,9506

h 3 \u003d h 2 -a 3 * d 2

) Lõpliku paksusega läätse kõverusraadiused:

r 1 \u003d r 011 \u003d 191,268

r 2 \u003d r 02 * (h 1 / h 2)

r 2 \u003d -84,317178

r 3 \u003d r 03 * (h 3 / h 1)

Tulemuste kontrollimine toimub arvutis arvutamise teel, kasutades programmi "ROSA":

objektiivi aberratsiooni võrdlus

Saadud ja arvutatud aberratsioonid on oma väärtustelt lähedased.

teleskoobi aberratsiooni joondamine

Paigutus seisneb prismasüsteemi kauguse määramises objektiivist ja okulaarist. Objektiivi ja okulaari vaheline kaugus on määratletud kui (S’ F’ ob + S’ F’ ok + Δ). See kaugus on läätse ja esimese prisma vahelise kauguse summa, mis on võrdne poolega läätse fookuskaugusest, kiire teepikkusest esimeses prismas, prismade vahelisest kaugusest, kiirte tee pikkusest teine ​​prisma, kaugus teise prisma viimasest pinnast fookustasandini ja kaugus sellest tasapinnast okulaarini.

692+81.15+41.381+14.777=255

Järeldus

Astronoomiliste läätsede puhul määrab eraldusvõime kahe tähe vahelise väikseima nurkkauguse järgi, mida saab teleskoobis eraldi näha. Teoreetiliselt saab visuaalse teleskoobi lahutusvõimet (kaaresekundites) kollakasroheliste kiirte jaoks, mille suhtes silm on kõige tundlikum, hinnata avaldisega 120/D, kus D on teleskoobi sissepääsupupilli läbimõõt, väljendatuna millimeetrit.

Teleskoobi läbitungiv jõud on tähe piirav tähesuurus, mida saab selle teleskoobiga heades atmosfääritingimustes jälgida. Maa atmosfääri värinast, neeldumisest ja kiirte hajumisest tingitud halb pildikvaliteet vähendab tegelikult vaadeldavate tähtede maksimaalset suurust, vähendades valgusenergia kontsentratsiooni võrkkestal, fotoplaadil või muul teleskoobi kiirgusvastuvõtjal. Teleskoobi sissepääsupupilli poolt kogutud valguse hulk kasvab võrdeliselt selle pindalaga; samal ajal suureneb ka teleskoobi läbitungimisvõime. D-millimeetrise objektiivi läbimõõduga teleskoobi puhul määratakse visuaalsete vaatluste jaoks tähesuurustes väljendatud läbitungimisjõud järgmise valemiga:

mvis=2,0+5 lgD.

Olenevalt optilisest süsteemist jagunevad teleskoobid lääts- (refraktorid), peegel- (reflektorid) ja peegel-läätsteleskoobid. Kui teleskoopläätsede süsteemil on positiivne (koguv) objektiiv ja negatiivne (hajutav) okulaar, siis nimetatakse seda Galilei süsteemiks. Kepleri teleskoopläätsede süsteemil on positiivne objektiiv ja positiivne okulaar.

Galileo süsteem annab otsese virtuaalse pildi, sellel on väike vaateväli ja väike heledus (suur väljumispupilli läbimõõt). Disaini lihtsus, süsteemi lühike pikkus ja otsepildi saamise võimalus on selle peamised eelised. Kuid selle süsteemi vaateväli on suhteliselt väike ning objektiivi ja okulaari vahel oleva objekti tegeliku kujutise puudumine ei võimalda võre kasutamist. Seetõttu ei saa Galilei süsteemi kasutada fokaaltasandil mõõtmiseks. Praegu kasutatakse seda peamiselt teatri binoklites, kus suurt suurendust ja vaatevälja pole vaja.

Kepleri süsteem annab objektist reaalse ja ümberpööratud pildi. Taevakehade vaatlemisel pole viimane asjaolu aga nii oluline ja seetõttu on Kepleri süsteem teleskoopides enim levinud. Sel juhul on teleskoobi toru pikkus võrdne objektiivi ja okulaari fookuskauguste summaga:

L \u003d f "ob + f" ligikaudu.

Kepleri süsteemi saab varustada tasapinnalise paralleelse plaadi kujul, millel on skaala ja ristike. Seda süsteemi kasutatakse laialdaselt koos prismasüsteemiga, mis võimaldab otsest läätsede pildistamist. Kepleri süsteeme kasutatakse peamiselt visuaalsete teleskoopide jaoks.

Lisaks silmale, mis on visuaalsetes teleskoopides kiirguse vastuvõtja, saab taevaobjektide kujutisi salvestada fotograafilisele emulsioonile (sellisi teleskoope nimetatakse astrograafideks); fotokordisti ja elektronoptiline muundur võimaldavad mitmekordselt võimendada väga kaugel asuvate tähtede nõrka valgussignaali; pilte saab projitseerida teleskoobitorusse. Objekti kujutise saab saata ka astrospektrograafile või astrofotomeetrile.

Teleskoobitoru suunamiseks soovitud taevaobjektile kasutatakse teleskoobi kinnitust (statiivi). See annab võimaluse pöörata toru ümber kahe üksteisega risti oleva telje. Kinnituse alus kannab telge, mille ümber teine ​​telg saab pöörleva teleskoobitoruga selle ümber pöörata. Sõltuvalt telgede orientatsioonist ruumis jagatakse alused mitut tüüpi.

Altasimuudi (või horisontaalse) kinnituste korral on üks telg vertikaalne (asimutitelg) ja teine ​​(seniidi kaugustelg) on ​​horisontaalne. Altasimuudi kinnituse peamiseks puuduseks on vajadus pöörata teleskoopi ümber kahe telje, et jälgida taevaobjekti liikumist taevasfääri näilise igapäevase pöörlemise tõttu. Altasimuudi kinnitused on varustatud paljude astromeetriliste instrumentidega: universaalsed instrumendid, transiit- ja meridiaaniringid.

Peaaegu kõigil kaasaegsetel suurtel teleskoopidel on ekvatoriaalne (või parallaktiline) alus, milles peatelg - polaarne või tunnipõhine - on suunatud taevapoolusele ja teine ​​- deklinatsioonitelg - on sellega risti ja asub telgjoone tasapinnal. ekvaator. Parallaksikinnituse eeliseks on see, et tähe igapäevase liikumise jälgimiseks piisab teleskoobi pööramisest ümber vaid ühe polaartelje.

Kirjandus

1. Digitehnoloogia. / Toim. E.V. Evreinova. - M.: Raadio ja side, 2010. - 464 lk.

Kagan B.M. Optika. - M.: Enerngoatomizdat, 2009. - 592 lk.

Skvortsov G.I. Arvutitehnika. - MTUCI M. 2007 - 40 lk.

Lisa 1

Fookuskaugus 19,615 mm

Suhteline ava 1:8

Vaatenurk

Liigutage okulaari 1 dioptri võrra. 0,4 mm

Struktuurielemendid

19.615; =14.755;

Aksiaalne tala

						∆ C ∆ F S´ F -S´ C

Kaugtuli

Kaldtala meridionaalne läbilõige

	ω 1 \u003d -1 0 30 '			ω 1 = -1 0 10'30"

Suure teadlase G. Galileo uudishimu ja soov teha uusi avastusi andis maailmale imelise leiutise, ilma milleta on võimatu ette kujutada kaasaegset astronoomiat - see teleskoop. Hollandi teadlaste uurimistööd jätkates saavutas itaalia leiutaja teleskoobi mastaapides olulise tõusu väga lühikese ajaga – see juhtus vaid mõne nädalaga.

Galileo vaatlusulatus meenutas tänapäevaseid näidiseid vaid eemalt - see oli lihtne pliipulk, mille otstesse asetas professor kaksikkumerad ja kaksikkumerad läätsed.

Oluliseks tunnuseks ja peamiseks erinevuseks Galileo loomingu ja varem eksisteerinud täppskoopide vahel oli tänu kvaliteetsele optiliste läätsede lihvimisele saadud hea pildikvaliteet – kõigi protsessidega tegeles professor isiklikult, peent tööd ei usaldanud kellelegi. Teadlase töökus ja sihikindlus kandis vilja, kuigi korraliku tulemuse saavutamiseks tuli teha palju vaevarikast tööd - 300 objektiivist oli vajalikke omadusi ja kvaliteeti vaid mõnel variandil.

Tänaseni säilinud näidiseid imetlevad paljud asjatundjad – isegi tänapäevaste standardite järgi on optika kvaliteet suurepärane ja seda arvestades asjaolu, et objektiivid on olnud kasutusel juba mitu sajandit.

Hoolimata keskajal valitsenud eelarvamustest ja kalduvusest pidada edumeelseid ideid "kuradi mahhinatsioonideks", saavutas täppismõõtur kogu Euroopas väljateenitud populaarsuse.

Täiustatud leiutis võimaldas saavutada kolmekümne viiekordse tõusu, mis oli Galileo eluea jooksul mõeldamatu. Galileo tegi oma teleskoobi abil palju astronoomilisi avastusi, mis võimaldasid avada tee kaasaegsele teadusele ning äratada entusiasmi ja uurimisjanu paljudes uudishimulikes ja uudishimulikes meeltes.

Galileo leiutatud optilisel süsteemil oli mitmeid puudusi - eelkõige oli see kromaatilise aberratsiooni all, kuid teadlaste hilisemad täiustused võimaldasid seda mõju minimeerida. Väärib märkimist, et kuulsa Pariisi observatooriumi ehitamisel kasutati Galileo optilise süsteemiga varustatud teleskoope.

Galileo luukklaasil või luukklaasil on väike vaatenurk - seda võib pidada selle peamiseks puuduseks. Sarnast optilist süsteemi kasutatakse praegu ka teatri binoklites, mis on tegelikult kaks omavahel ühendatud täppisskoobi.

Tänapäevased tsentraalse sisemise teravustamissüsteemiga teatribinoklid pakuvad tavaliselt 2,5-4x suurendust, mis on piisav mitte ainult teatrietenduste, vaid ka spordi- ja kontserdiürituste vaatlemiseks, sobides detailsete vaatamisväärsustega kaasnevateks ekskursioonideks.

Kaasaegsete teatribinoklite väiksus ja elegantne disain muudavad need mitte ainult mugavaks optikainstrumendiks, vaid ka originaalseks tarvikuks.