Схема i пристрiй оптичних телескопiв
Реферат:
План
Вступ
1. Схема i пристрiй оптичних телескопiв
Висновок
Лiтература
Вступ
Пiсля того, як в 1609 роцi Галiлей вперше направив на небо телескоп, можливостi астрономiчних спостережень зросли в дуже сильному ступенi. Цей рiк з'явився початком нової ери в науцi – ери телескопiчної астрономiї. Телескоп Галiлея по нинiшнiх поняттях був недосконалим, проте сучасникам здавалося дивом з чудес. Кожен, заглянувши в нього, мiг переконається, що Луна – це складний мир, багато в чому подiбний до Землi, що довкола Юпiтера звертається чотири маленькi супутники, так само як Луна довкола Землi. Все це будило думку, примушувало замислюватися про складнiсть Всесвiту, її матерiальнiсть, про безлiч жилих свiтiв. Винахiд телескопа разом з системою Копернiка зiграв чималу роль в скиненнi релiгiйної iдеологiї середньовiччя.
Винахiд телескопа, як i бiльшiсть великих вiдкриттiв, не був випадковим, воно було пiдготовлене всiм попереднiм ходом розвитку науки i технiки. У XVI столiттi майстри ремiсники добре навчилися робити очковi лiнзи, а звiдси був один крок до телескопа i мiкроскопа.
1. Схема i пристрiй оптичних телескопiв
Телескоп має три основнi призначення:
1 Збирати випромiнювання вiд небесних свiтил на приймальний пристрiй (око, фотографiчну пластинку, спектрограф i iн.);
зображення об'єкту або дiлянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальням пристроєм-трубою (тубусом). Механiчна конструкцiя, що несе трубу i що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем свiтла є око (при вiзуальних спостереженнях), то обов'язково необхiдний окуляр, в який розглядується зображення, побудоване об'єктивом. При фотографiчних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрiбний. Фотографiчна пластинка, вхiдна дiафрагма електрофотометрiя, щiлина спектрографа i так далi встановлюються безпосереднє у фокальнiй плоскостi телескопа.
Телескоп з лiнзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскiльки свiтловi променi рiзних довжин хвиль заломлюються по рiзному, то одиночна лiнза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацiєю. Хроматична аберацiя значною мiрою усунена в об'єктивах, складених з двох лiнз, виготовлених iз стекол з рiзним коефiцiєнтом заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).
Закони вiддзеркалення не залежить вiд довжини хвилi, i природно виникла думка замiнити лiнзовий об'єктив увiгнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто вiдбивним телескопом. Перший рефлектор (дiаметром всього лише в 3 см i завдовжки в 15 см) був побудований ньютоном в 1671 роцi.
Сферичне дзеркало не збирає паралельного пучка променiв в крапку; воно дає у фокусi декiлька розлита плямочка. Це спотворення називається сферичною аберацiєю. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберацiя зникає. Паралельний пучок, направлений на такий параболоїд уздовж його осi, збирається у фокусi практично без спотворень, якщо не рахувати неминучого розмиття iз-за дифракцiї. Тому сучаснi рефлектори мають дзеркала параболоїдальну або, як частiше говорять, параболiчної форми.
До кiнця XIX столiття основною метою телескопiчних спостережень було вивчення видимих положень небесних свiтил. Важливу роль грали спостереження комет i деталей на планетних дисках. Всi цi спостереження проводилися вiзуально, i рефрактори з двохлiнзовим об'єктивом повнiстю задовольняв потреби астрономiв.
стали фiзичнi характеристики Сонця, планет, зiрок, зоряних систем. З'явилися новi приймачi випромiнювання – фотографiчна пластинка i фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопiя. В результатi змiнилися i вимоги до телескопiв.
лiнзи, поглинає ультрафiолетове i iнфрачервоне випромiнювання. Фотографiчнi емульсiї i фотоелементи чутливi в ширшiй областi спектру, чим око, i тому хроматична аберацiя при роботi з цими приймачами позначається сильнiше.
Таким чином, для астрофiзичних дослiджень потрiбний рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, нiж двохлiнзовий ахромат: треба обробити з оптичною точнiстю (до 1/8 довжини свiтлової хвилi або 0,07 мiкрона для вiзуальних променiв) одну поверхню замiсть чотирьох, i при цьому не пред'являється особливих вимог до однорiдностi скла. Все це привело до того, що рефлектор став основним iнструментом астрофiзики. У астрометричних роботах як i ранiше застосовуються рефрактори. Причина цього полягає в тому, що рефлектори дуже чутливi до малих випадкових поворотiв дзеркала: оскiльки кут падiння дорiвнює куту вiддзеркалення, то поворот дзеркала на деякий кут ( змiщує зображення на кут 2(. Аналогiчний поворот об'єктиву в рефракторi дає набагато менший зсув. А оскiльки в астрометрiї треба вимiрювати положення свiтив з максимальною точнiстю, то вибiр був зроблений на користь рефракторiв.
При видаленнi вiд осi з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболiчним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих дiлянок неба розмiром, скажiмо, 50 x 50, а це необхiдно для дослiдження зоряних скупчень, галактик i галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбiнованi дзеркально-лiнзовi телескопи, в яких аберацiя дзеркала виправляється тонкою лiнзою (сорт скла, проникного ультрафiолетовi променi).
Дзеркала рефлекторiв у минулому (XVIII – XIX столiттях) робили металевими iз спецiального сплаву, проте згодом по технологiчних причинах оптики перейшли на склянi дзеркала, якi пiсля оптичної обробки покривають тонкою плiвкою металу, що має великий коефiцiєнт вiддзеркалення (найчастiше алюмiнiй).
Основними характеристики телескопа є дiаметр D i фокусна вiдстань F об'єктиву. Чим бiльше дiаметр, тим бiльший свiтловий потiк Ф збирає телескоп (1):
де Е – освiтленiсть об'єктиву i S – його майдан.
Іншою iстотною характеристикою є вiдносний отвiр (2):
Як не важко переконатися, освiтленiсть у фокальнiй плоскостi, що створюється протяжним об'єктом(3):
Тому при фотографуваннi слабких протяжних об'єктiв (туманностей, комет) iстотно мати бiльше вiдносний отвiр. Проте iз збiльшенням вiдносного отвору швидко зростає зовнi осьова аберацiя. Чим бiльше вiдносний отвiр, тим важче за них усувати. Тому вiдносний отвiр рефлекторiв зазвичай не перевищує 1:3. дзеркально-лiнзовi системи i складнi об'єктиви можуть забезпечити в деяких випадках вiдносний отвiр 1:1 i бiльш.
Для вiзуального телескопа важливий характеристикою є збiльшення, рiвне вiдношенню фокусних вiдстаней об'єктиву i окуляра (4):
При фотографуваннi представляє iнтерес масштаб зображення у фокальнiй плоскостi. Вiн може бути виражений в кутових одиницях, що доводяться на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, потрiбно знати лiнiйнi вiдстанi l мiж двома точками зображення з взаємною кутовою вiдстанню l (5):
Де F-фокусна вiдстань об'єктиву. Виведення цiєї формули ясне з малюнка
При малих кутах(6):
якщо l у радiанах, i (7):
якщо у градусах. Тодi масштаб зображення (8):
i якщо F виражене в мм, то l теж буде в мм. Масштаб M, залежно вiд одиницi вимiру (в градусах на мм /мм), у хвилинах дуги на мм /мм) або секундах дуги на мм.
Так, кутовий дiаметр сонця i Луни дорiвнює приблизно 0,5. При фокуснiй вiдстанi телескопа F=1000 мм дiаметр зображення Сонця i Мiсяця в його фокальнiй плоскостi складає близько 10 мм.
Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусi параболiчного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складнiшi системи рефлекторiв; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бiк за межi труби (ньютонiвський фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну вiдстань i вивести фокус в отвiр просвердлене в центрi головного дзеркала (кассегреновський фокус), i так далi деякi з таких складнiших систем рефлекторiв показанi на малюнку. вони зручнiше для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але iз-за додаткових вiддзеркалень дають великi втрати свiтла.
Складним технiчним завданням є наведення телескопа на об'єкт i зсув за ним. Сучаснi обсерваторiї оснащенi телескопами дiаметром вiд декiлькох десяткiв сантиметрiв до декiлькох метрiв. Найбiльший в свiтi рефлектор дiяв в радянському Союзi. Вiн мав дiаметр 6 м i встановлений на висотi 2070 м (гора Пастухова, поблизу станицi Зеленчукськой на Пiвнiчному Кавказi). Наступний по розмiрах рефлектор має дiаметр 5 м i знаходиться в США (обсерваторiя Маунт Паломар).
Монтування телескопа завжди має двi взаємно перпендикулярнi осi, поворот довкола яких дозволяє навести його в будь-яку область неба. У монтуваннi, званому вертикально-азимутнiй, одна з осей направлена в зенiт, iнша лежить в горизонтальнiй плоскостi. На нiй вмонтовуються невеликi переноснi телескопи. Крупнi телескопи, як правило, встановлюються на екваторiальному монтуваннi, одна з осей якої направлена в полюс миру (полярна вiсь), а iнша лежить в плоскостi небесного екватора (вiсь вiдмiни). Телескоп на екваторiальному монтуваннi називається екваторiалом.
Висновок
Щоб стежити за небесним свiтилом в екваторiал, досить повертати його тiльки довкола полярної осi у напрямi зростання годинного кута, оскiльки вiдмiна свiтила залишається незмiнною. Цей поворот здiйснюється автоматично годинниковим механiзмом. Вiдомо декiлька типiв екваторiального монтування. Телескопи помiрного дiаметру (до 50-100 см) часто встановлюються на «нiмецькому» монтуваннi (малюнок ), в якому полярна вiсь i вiсь вiдмiни утворюють голiвку паралакса, що спирається на колону. На осi вiдмiни, по одну сторону вiд колони, розташовується труба, а по iншу – врiвноважуючий її вантаж, противага. «Англiйське» монтування (малюнок ) вiдрiзняється вiд нiмецької тим, що полярна вiсь спирається кiнцями на двi колони, пiвнiчнi i пiвденнi, що додає їй додаткову стiйкiсть. Інколи в англiйському монтуваннi полярну вiсь замiнює чотирикутною рамою, так що труба виявляється усерединi рами (малюнок ). Подiбна конструкцiя не дозволяє направити iнструмент на полярну неба. Якщо пiвнiчний (верхнiй) пiдшипник полярної осi зробити у формi пiдкови (малюнок), то такого обмеження не буде. Нарештi, можна взагалi прибрати пiвнiчну колону i пiдшипник. Тодi вийти «американське» монтування або «вилка» (малюнок ).
часу його пiдправляти. Цей процес називається гiдируванням. Гiдируванння здiйснюється за допомогою гiда – невеликого допомiжного телескопа, встановленого на спiльному монтуваннi з головним телескопом.
Лiтература
1. Дагаєв М. М., Чаругин Ст М. Астрофiзика. -М.: Освiта, 1988.
4. Симоненко А. Н. Астероїди або тернистi шляхи дослiджень. – М.: Наука, 1985.
| 
