Схема і пристрій оптичних телескопів

Схема і пристрій оптичних телескопів

Реферат:

Схема і пристрій оптичних телескопів

План

Вступ

1. Схема і пристрій оптичних телескопів

Висновок

Література

Вступ

Після того, як в 1609 році Галілей вперше направив на небо телескоп, можливості астрономічних спостережень зросли в дуже сильному ступені. Цей рік з'явився початком нової ери в науці - ери телескопічної астрономії. Телескоп Галілея по нинішніх поняттях був недосконалим, проте сучасникам здавалося дивом з чудес. Кожен, заглянувши в нього, міг переконається, що Луна - це складний мир, багато в чому подібний до Землі, що довкола Юпітера звертається чотири маленькі супутники, так само як Луна довкола Землі. Все це будило думку, примушувало замислюватися про складність Всесвіту, її матеріальність, про безліч жилих світів. Винахід телескопа разом з системою Коперніка зіграв чималу роль в скиненні релігійної ідеології середньовіччя.

Винахід телескопа, як і більшість великих відкриттів, не був випадковим, воно було підготовлене всім попереднім ходом розвитку науки і техніки. У XVI столітті майстри ремісники добре навчилися робити очкові лінзи, а звідси був один крок до телескопа і мікроскопа.

1. Схема і пристрій оптичних телескопів

Телескоп має три основні призначення:

1 Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін.);

2. Будувати в своїй фокальній плоскості зображення об'єкту або певної ділянки неба;

3. Допомогти розрізняти об'єкти, розташування на близькій кутовій відстані один від одного і тому невиразні неозброєним оком. Основною оптичною часткою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкту або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальням пристроєм-трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково необхідний окуляр, в який розглядується зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібний. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометрія, щілина спектрографа і так далі встановлюються безпосереднє у фокальній плоскості телескопа.

Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по різному, то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматична аберація значною мірою усунена в об'єктивах, складених з двох лінз, виготовлених із стекол з різним коефіцієнтом заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).

Закони віддзеркалення не залежить від довжини хвилі, і природно виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише в 3 см і завдовжки в 15 см) був побудований ньютоном в 1671 році.

Сферичне дзеркало не збирає паралельного пучка променів в крапку; воно дає у фокусі декілька розлита плямочка. Це спотворення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, направлений на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без спотворень, якщо не рахувати неминучого розмиття із-за дифракції. Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальну або, як частіше говорять, параболічної форми.

До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль грали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження проводилися візуально, і рефрактори з двохлінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів.

В кінці XIX і особливо в XX столітті характер астрономічної науки зазнав органічні зміни. Центр тяжіння досліджень перемістився в область астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання - фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. В результаті змінилися і вимоги до телескопів.

Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала ніяких обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Тим часом скло, з якого робляться лінзи, поглинає ультрафіолетове і інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії і фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, чим око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.

Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібний рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж двохлінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню замість чотирьох, і при цьому не пред'являється особливих вимог до однорідності скла. Все це привело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики. У астрометричних роботах як і раніше застосовуються рефрактори. Причина цього полягає в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту віддзеркалення, то поворот дзеркала на деякий кут ( зміщує зображення на кут 2(. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув. А оскільки в астрометрії треба вимірювати положення світив з максимальною точністю, то вибір був зроблений на користь рефракторів.

Як вже сказано, рефлектор з параболічним дзеркалом будує зображення дуже чітко, проте тут необхідно зробити одну обмовку. Зображення можна вважати за ідеальне, поки воно залишається поблизу оптичної осі. При видаленні від осі з'являються спотворення. Тому рефлектор з одним толь параболічним дзеркалом не дозволяє фотографувати великих ділянок неба розміром, скажімо, 50 x 50, а це необхідно для дослідження зоряних скупчень, галактик і галактичних туманностей. Тому, для спостережень, що вимагають великого поля зору, почали будувати комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберація дзеркала виправляється тонкою лінзою (сорт скла, проникного ультрафіолетові промені).

Дзеркала рефлекторів у минулому (XVIII - XIX століттях) робили металевими із спеціального сплаву, проте згодом по технологічних причинах оптики перейшли на скляні дзеркала, які після оптичної обробки покривають тонкою плівкою металу, що має великий коефіцієнт віддзеркалення (найчастіше алюміній).

Основними характеристики телескопа є діаметр D і фокусна відстань F об'єктиву. Чим більше діаметр, тим більший світловий потік Ф збирає телескоп (1):

де Е - освітленість об'єктиву і S - його майдан.

Іншою істотною характеристикою є відносний отвір (2):

Як не важко переконатися, освітленість у фокальній плоскості, що створюється протяжним об'єктом(3):

Тому при фотографуванні слабких протяжних об'єктів (туманностей, комет) істотно мати більше відносний отвір. Проте із збільшенням відносного отвору швидко зростає зовні осьова аберація. Чим більше відносний отвір, тим важче за них усувати. Тому відносний отвір рефлекторів зазвичай не перевищує 1:3. дзеркально-лінзові системи і складні об'єктиви можуть забезпечити в деяких випадках відносний отвір 1:1 і більш.

Для візуального телескопа важливий характеристикою є збільшення, рівне відношенню фокусних відстаней об'єктиву і окуляра (4):

Якщо неозброєним оком можна розрізнити зірки з кутовою відстанню не менше 2l, то телескоп зменшує ця межа в n разів.

При фотографуванні представляє інтерес масштаб зображення у фокальній плоскості. Він може бути виражений в кутових одиницях, що доводяться на 1 мм. Щоб знайти масштаб зображення, потрібно знати лінійні відстані l між двома точками зображення з взаємною кутовою відстанню l (5):

Де F-фокусна відстань об'єктиву. Виведення цієї формули ясне з малюнка

При малих кутах(6):

якщо l у радіанах, і (7):

якщо у градусах. Тоді масштаб зображення (8):

і якщо F виражене в мм, то l теж буде в мм. Масштаб M, залежно від одиниці виміру (в градусах на мм /мм), у хвилинах дуги на мм /мм) або секундах дуги на мм.

Так, кутовий діаметр сонця і Луни дорівнює приблизно 0,5. При фокусній відстані телескопа F=1000 мм діаметр зображення Сонця і Місяця в його фокальній плоскості складає близько 10 мм.

Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складніші системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютонівський фокус). Додатковим опуклим перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус в отвір просвердлене в центрі головного дзеркала (кассегреновський фокус), і так далі деякі з таких складніших систем рефлекторів показані на малюнку . вони зручніше для приєднання приймальних пристроїв до телескопа, але із-за додаткових віддзеркалень дають великі втрати світла.

Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і зсув за ним. Сучасні обсерваторії оснащені телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до декількох метрів. Найбільший в світі рефлектор діяв в радянському Союзі. Він мав діаметр 6 м і встановлений на висоті 2070 м (гора Пастухова, поблизу станиці Зеленчукськой на Північному Кавказі). Наступний по розмірах рефлектор має діаметр 5 м і знаходиться в США (обсерваторія Маунт Паломар).

Монтування телескопа завжди має дві взаємно перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його в будь-яку область неба. У монтуванні, званому вертикально-азимутній, одна з осей направлена в зеніт, інша лежить в горизонтальній плоскості. На ній вмонтовуються невеликі переносні телескопи. Крупні телескопи, як правило, встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якої направлена в полюс миру (полярна вісь), а інша лежить в плоскості небесного екватора (вісь відміни). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом.

Висновок

Щоб стежити за небесним світилом в екваторіал, досить повертати його тільки довкола полярної осі у напрямі зростання годинного кута, оскільки відміна світила залишається незмінною. Цей поворот здійснюється автоматично годинниковим механізмом. Відомо декілька типів екваторіального монтування. Телескопи помірного діаметру (до 50-100 см) часто встановлюються на «німецькому» монтуванні (малюнок ), в якому полярна вісь і вісь відміни утворюють голівку паралакса, що спирається на колону. На осі відміни, по одну сторону від колони, розташовується труба, а по іншу - врівноважуючий її вантаж, противага. «Англійське» монтування (малюнок ) відрізняється від німецької тим, що полярна вісь спирається кінцями на дві колони, північні і південні, що додає їй додаткову стійкість. Інколи в англійському монтуванні полярну вісь замінює чотирикутною рамою, так що труба виявляється усередині рами (малюнок ). Подібна конструкція не дозволяє направити інструмент на полярну неба. Якщо північний (верхній) підшипник полярної осі зробити у формі підкови (малюнок), то такого обмеження не буде. Нарешті, можна взагалі прибрати північну колону і підшипник. Тоді вийти «американське» монтування або «вилка» (малюнок ).

Годинниковий механізм не завжди діє тільки, і при отриманні фотографій з тривалими експозиціями, що досягають інколи багатьох годинника, доводиться стежити за правильністю наведення телескопа і час від часу його підправляти. Цей процес називається гідируванням. Гідируванння здійснюється за допомогою гіда - невеликого допоміжного телескопа, встановленого на спільному монтуванні з головним телескопом.

Література

1. Дагаєв М. М., Чаругин Ст М. Астрофізика. -М.: Освіта, 1988.

2. Кабардін о.Ф. Фізика. - М.: Освіта, 1988.

3. Рябов Ю. А. Двіженіє небесних тіл. - М.: Наука, 1988.

4. Симоненко А. Н. Астероїди або тернисті шляхи досліджень. - М.: Наука, 1985.