Защо астрономите се нуждаят големите телескопи?

Фиг. 8.2. Обективът и фокусно му дължина.

Фиг. 8.2 представя успоредни лъчи инцидента от обектива на противоположни страни и се събират съответно в точките F и F '. В зависимост от техния
позиция по отношение на фокуса на обектива се нарича предно или задно. В лещи, чиито повърхности имат еднакви радиуси на кривина, и двете фокусни разстояния са равни.

паралелен светлинен лъч предава чрез дивергентни лещи, се отклонява във всички посоки, като същевременно продължава пречупени лъчи се пресичат в точка F, лежи върху оптичната ос и дифузия обектив фокус нар. В този обектив има и предна и задна фокусни точки, а разстоянието от обектива на фокусната точка се нарича фокусно разстояние.

Фиг. 8.3. Образът от обектива на събиране.

Ris.8.4. Космическият спътник

Сигурно сте чували за тази прекрасна приложение Google Maps. С това приложение ще можете да получите подробна карта на всяка област. Откъде направи тези карти, снимки? Фактът, че има космически телескопи. Те имат голямо увеличение, така че ние може да получите карти, снимки на всяко място на Земята. Друг тип телескоп е радиотелескоп. Те са необходими за изучаване на космически обекти в радиотелескопи са основните елементи на приемната антена и радиометър - чувствителен радиочестотен настройващи се и приемащото апарат. Тъй като обхватът на радиото е много по-широк оптичен радио регистрация използването на различни дизайни на радиотелескопи, в зависимост от обхвата.

Фиг. 8.5. радиотелескоп

Фиг. 8.6. гади ми се

Най-големият в Евразия БТА телескоп, разположен на територията на Русия, в планините на Северен Кавказ и има диаметър от основното огледало 6 м. Тя работи от 1976 г. и в продължение на дълъг период от време е най-големият телескоп в света.

Фиг. 8.7. БТА телескоп

Фиг. 8.8. Телескоп Gran Telescopio Canarias

В момента 40-инчов (1,02 м) рефрактор телескоп направен Алван Кларк и се намира в Erkskoy обсерватория (Чикаго) остава най-големият пречупващи телескоп използван някога.

Най-големият телескоп в света е определено в обсерваторията Аресибо (Аресибо), в близост до едноименния град в Пуерто Рико. Сайтът SRI International - Научно-изследователски институт на Станфордския университет, участва в радио астрономия обсерватория, радарни наблюдения на слънчевата система и проучване на атмосферите на други планети. Огромен плоча е била построена през 1963 г.

Фиг. 8.10. Аресибо телескоп

Увеличението, даден от телескопа.
А сега погледнете същите две звезди в обикновено училище телескоп. По мнението на телескопа ние можем да видим, че Мизар всъщност не е една звезда, но се състои от две близки звезди. Такива двойки от звезди се наричат ​​двойните звезди. Телескопът с 60-кратно увеличение и в двете звезди са видими в региона 14 "един от друг, т.е.. Д. В действителност, видно Разстоянието между тях е равно на 14". Тъй като увеличението на телескопа е съотношението на фокусното разстояние на обектива и окуляра, за да се получи 60-кратно увеличение следва да се използва като обектив с фокусно разстояние от 90 см, а като окуляра - обектив с фокусно разстояние от 1,5 см до Марс, видимия размер от които около 9 ", когато се използва с телескоп 120 пъти" увеличение ще има ъгъл. размер 18 ', така че за п порядък е сравнима с видимия размер на лупи. Що се отнася до Венера, ъгловите размери на 1 ', бинокъл с не много висока степен на увеличение ще бъдат видими по същия начин, както на Луната с невъоръжено око.
По този начин, с помощта на телескопа при висока степен на увеличение, е възможно не само да се разграничат отделните компоненти на двойните звезди, но също така и да се наблюдава на повърхността на планетите. За да се увеличи на телескопа е голямо, тъй като може да се използва като окуляра на обектива с малък фокус, и като -dlinnofokusnuyu обектива. В този фокусиращ окуляр може да бъде намалена само до определен лимит, обаче, в увеличение практика върви към фокусното разстояние на обектива с. Например, X. Хюйгенс през 1650 е построена телескоп леща с фокусно разстояние от 2 m (фиг. 8.11), чрез които е възможно да се наблюдава Saturn пръстен. По това време се е смятало, фокусното разстояние е много голяма, за производство на тръба с подходяща дължина за монтаж в леща не е лесно, обаче, и лещата на окуляра се поставя в пространството отделно.

Фиг. 8.11. Air телескоп Хюйгенс.

Неограничен ръст от увеличението на телескопа от използването на обективи с увеличаване на фокусното разстояние не е възможно, тъй като това започва да се изкривен образ на обекта. Причината за това е нарушение или отклонение е, че в края на обектива отклонява лъчите са по-силни, отколкото е необходимо, за да им се даде възможност да се съсредоточи в която се събират лъчите, премина през централната част на лещата. Между другото, увеличаване на фокусното разстояние на обектива на окуляра и не е задължително да доведе до нарастване на увеличението на телескопа. Причината за това е, че увеличението на апертурата на телескопа е пропорционална на целта си. В 2.5 cm граница отвор стойност увеличение фактор е 100, но просто наблюдение половината от стойността сравнително малък. Граничната стойност на увеличението на телескопа все още зависи от два фактора: първо един - влошаването на остротата на оптичния образ поради дифракция, които ще бъдат обсъдени по-долу, второ яркостта на намаляване на изображението.
Привидната размера на фиксираните звезди.
Като се има предвид бинокъл планета като Венера, с достатъчно голям привиден диаметър може лесно да се види, че тя се доближава до формата на полумесец. Когато се наблюдава с телескоп на планетата Марс изглежда диск. С помощта на телескоп с много по-голямо увеличение, лесно е да се уверите, че Нептун, очевидната диаметърът на която е равна на 2.4 "и се намира на диск. Въпреки това, без значение колко е голяма увеличението ние не вземе телескоп, не можем да го използваме, за да се получи изображение на фиксираните звезди под формата на шофиране. ясна никак няма голямо увеличение на изображението, а нейното осветление в началото на това намаление.
От всички фиксирани звездите в едно много голямо разстояние от Земята, най-близо, а също и най-ярката звезда е Сириус. Разстояние от Сириус на Земята е равна на 8,7, светлината (една светлинна година е 9 480000000000000 милиарда километра). Сириус радиус от 1.78 пъти радиуса на Слънцето, така че очевидно диаметъра на Сириус е равно на 0.0061. "С увеличение от 10 000 пъти по-очевидно, диаметъра на Сириус едва достигне 1". Използвайте само телескопа до 100 000-кратно увеличение ви позволява да видите звездата във формата на диск. Въпреки това, телескопи разписания с голямо увеличение напълно безсмислени, тъй като всяка оптично устройство гранична стойност на разделителната способност. колебания в плътността на въздуха в атмосферата доведе до факта, че дебелината на размита ръб изображение не може да бъде мъже Е 1 ". Освен това образът на една много далечна звезда в телескопа ще изглежда не е точка, а замъгляването. Спот възниква в резултат на дифракция, причинено от вълна характер на светлината.
Разпространение на вълните.
Според Хюйгенс, всяка точка от фронтът на вълната е в центъра на нови вълни и повърхността на плика от него става вълна отпред в следващия момент. (. Фигура 8.12) Ако използваме примера на вълни върху водна повърхност, тази ситуация може да се илюстрира както следва: на линия AB по гребена на вълната произвежда нова вълна и техните присъединителни води до образуването на нова гребен ArB. С други думи, ако разстоянието AB е много голяма, фронта на вълната е перпендикулярна на посоката на разпространение.
Същото може да се каже на вълните посадъчен под формата на концентрични кръгове от една точка. фронт на вълната на повърхността, произтичащи от една точка, от своя страна, е източник на нови вълни, в резултат на всички посоки разпръсне вълни във формата на кръг за увеличаване радиус.

Фиг. 8.12. Разпространение на вълните.

Ако вълната срещне препятствие, а след това на не се срещат своите нови вълни на границата, и по този начин фронтът на вълната се променя своя характер. Да кажем, че има дупка в препятствието (фиг. 8.12). След това, ако размерите са големи в сравнение с дължината на вълната, на вълната пред него ще бъде равна, ако не - във формата на полукръг.
Същото може да се каже на светлината вълна. Ролята на обектива на телескопа бленда играе определена бленда. Ето защо, светлинните лъчи, които влизат на телескопа няма да бъдат строго паралелни един на друг, и следователно не се събират в една точка на фокалната равнина. В резултат на това на фиксираната образа на една звезда не е точка, а като неясно петно, образуван от светли и тъмни пръстени, размерът на които зависи от дължината на вълната на светлината. Обективът на телескоп с 10 измерения см диаметър на първия тъмен пръстен на ъглов сума в дялове на 1.5. "Такава разширява изображението фиксирана звезда се нарича дифракция. Смята се, че размерът на изображението на дифракция на телескопа, обектив, който е с диаметър D см е
(27 / D) ".
Large Telescope.
С конвенционална телескоп, което не виждаме самата звезда и дифракционна изображение. Ето защо, ако изображението дифракция на две звезди се наслагват един върху друг, те не могат да се видят по отделно. Например, две звезди, са в рамките на ъгъл от 1.2 ", е възможно да се направи разграничение с телескоп с обектив с диаметър 10 cm при всяко увеличение. Тъй като размерът на дифракционен образ е обратно пропорционален на диаметъра на лещата, а след това чрез удвояване, по принцип, могат да бъдат намалени ограничи ъгъл до 0.6. " Въпреки това, поради вибрациите на въздуха в атмосферата обсег. Трудно е да се отговори на въпроса за това как човешкото око има снимка на една звезда. Ако приемем, че диаметърът на зеницата, чрез което светлината влиза в окото, равна на 5 mm, ние получаваме дифракционен образ на звезда на 1 ', поради наличието на разликата между лещата паралелно лъч светлина за една точка Е. Да дължина сегменти BB' и А 'се различава с дължина светлинна вълна. След това, ако точка А 'е antinode на светлинна вълна на antinode ще бъде в точка Б ". Нека сега разгледаме лъчът се започне от точката на Mu, който се намира върху оптичната ос на лещата и разделя сегмент КБ наполовина. Лесно е да се види, че точка М 'е светлинна вълна възел. Поради тази причина, светлинните лъчи от А и А * MM ", достигайки до точка F, се изключват взаимно. Освен това винаги е възможно да се намерят такива две точки, принадлежащи съответно сегментите AM и MB, където лъчите, произтичащи от тези точки, ще неутрализират взаимно. Въз основа на изложеното по-горе, може да се разбере защо, в тази ориентация на роднина на обектива с разликата в точка F ще бъде тъмно петно.

Фиг. 8.13. Дифракция на светлината.

Условия равенство на разликата на дължината на линия сегменти AA 'и BB' с дължина на вълната на светлина означава, че сегмент BA ", където А" - крак на перпендикуляра спадна от точка А до BB 'е равен на показния Ако ширина на прорез г, ъгълът 0, която характеризира отклонението на лъча от първоначалната посока на размножаване, се получава стойността на Q = λ / 2 (тук като ъгъл единица взети радиани) 1. Когато кръгъл отвор (този случай не е показано тук поради неговата сложност) за изчисляване на ъгъл дава, в посока, която се появява тъмно пръстен, стойността 8 = 1,22λ / D). Големината на този ъгъл се определя от решението на телескопа. Размерите на изображението на дифракция, който се появява, когато се гледа през телескоп фиксирани звезди, изчислени по същия начин.