Слайд 25
3. увеличение телескопа (кратность)
W = F/f
F-фокусное расстояние телескопа
- фокусное
расстояние окуляра.
если фокус телескопа 1000мм, а окуляр 10мм, то
кратность получается 100х. фокусное расстояние окуляров может варьироваться от 56 до 2 мм.
X – кратность Увеличения (число в виде степени)
если F > 0 и f> 0, телескоп построен по схеме зрительной трубы Кеплера, которая дает перевернутое изображение, угловое увеличение телескопа выражается отрицательным числом
Слайд 26
3.1 Увеличение телескопа W = β/ρ
β – угловые размеры светила
при наблюдении невооруженным глазом
ρ – угловые размеры этого светила при
наблюдении в телескоп
3.2. наибольшее увеличение Wmax = 2d
3.3. наименьшее увеличение Wmin =D/6
Так, у 150мм телескопа с качественой оптикой предельное увеличение составляет около 300х
У 150мм телескопа минимальное увеличение равно 25х.
Слайд 29Использование меньшего увеличения (например, 20х) нецелесообразно, так как световой пучок
из окуляра будет большего диаметра, чем зрачок наблюдателя, и свет
будет проходить мимо глаза. Тем не менее, допускается использование выходных зрачков более 7 мм, если необходимо получить большее видимое поле зрения. Яркость изображения будет такой же, как при равнозрачковом увеличении, но фактически будет работать центральная часть объектива.
Слайд 30Вид Сатурна через телескоп при различных увеличениях. Как видите, не
всегда большое увеличение является самым детализированным.
Слайд 31
4. Размер выходного пучка (так называемый выходной зрачок) можно посчитать,
разделив диаметр телескопа на увеличение. D/W
Выходной зрачок у 300мм телескопа
при увеличении 100х составляет 3 миллиметра.
Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. - примерный диаметр человеческого зрачка в темноте).
Слайд 346. Просветление - Чтобы уменьшить бликование линз, увеличить светопропускание и
улучшить контраст изображения, линзы окуляров покрываются тончайшей пленкой («просветляются»). Самые
простые и дешевые окуляры могут быть вообще без просветления, что не есть хорошо. Как правило, чем темнее блики от окуляра, тем лучше просветление. Цвет просветления может быть самым разным — синим, фиолетовым, зеленым, оранжевым, красным («рубиновым»). В хороших окулярах блики от линз спокойного зеленого или сиреневого цвета.
Слайд 35
7. Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F.
Если не
особо заморачиваться, то чем меньше это отношение, тем лучше телескоп
подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5).
А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.
Слайд 37
8. Разрешающая способность телескопа (разрешающая сила, разрешение) ϴ=140" /D
-
наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они уже
видны как две, а не сливаются зрительно в одну.
Способность различать мелкие предметы.
где D - апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги).
Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1" (1 секунды). Например, на Луне 1" соответствует кратеру диаметром около 2 км.
Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: ϴ =116 "/D (по Данлопу).
9. Разрешающее увеличение Wq =D/2
Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать "чёткость" изображения.
D - в мм
Слайд 388.1. В радиотелескопах и радиоинтерферометрах
Разрешающая способность телескопа (разрешающая сила, разрешение)
ϴ= 2,51" *100000* λ / D - 4200*λ / D
где λ – длина радиоволны (м),
D - диаметр телескопа или расстояние между радиотелескопами, образующими радиоинтерферометр (м)
Слайд 3910. Предельная звёздная величина (m)- проницающая способность (сила) -способность регистрировать
слабые звезды.
Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости
от апертуры:
m=2.1+5*lg(D),
где D – диаметр телескопа в мм., lg - логарифм.
Если возьметесь рассчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина, доступная нашему глазу через самый большой "магазинный" телескоп с апертурой 300 мм - около 14,5m.
Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.
Слайд 41
При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в
линзовых телекопах-рефракторах.
В зеркальных рефлекторах потери выше - очень грубо
можно отнять 10-15%.
В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.
Слайд 42
11. Поле зрения телескопа= поле зрения окуляра W
поле зрения
окуляра указано в его паспорте, а увеличение Wтелескопа с данным
окуляром можно рассчитать: W=F/f.
Чем полезно знание поля зрения телескопа?
Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты.
Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная угловые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре.
Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.
Слайд 44
12. Диаметр поля зрения (в минутах дуги)
N=2000 ʹ/W
N=τ/4*cosδ
где
τ – продолжительность прохождения звезды в секундах
δ – склонение
звезды (по карте или из таблицы)
Слайд 4513. Чувствительность радиотелескопа – степень реагирования на радиосигналы
ΔТ = π/2*
Тш * 1/ √τс *Δ ѵ,
где Тш – шумовая температура,
τс
– время срабатывания записывающего устройства (в секундах)
Δ ѵ – частотный диапазон (полоса пропускания (в герцах).
Слайд 4614. Линейные размеры изображения светила (или расстояние между светилами) в
фокальной плоскости телескопа) на фото
d = F *tg ρ
При
малых углах
d = F * ρʹ / 3438 ͦ = F* ρ“ / 206265“
где ρʹ - угловые размеры в минутах,
ρ" – угловые размеры в секундах (те же самые)
Слайд 4715. Угловой масштаб фото негатива
ε=R/d (R-линейные размеры светила)
εʹ=ρʹ/d (минута на
мм)
ε"=ρ"/d (сек на мм)
16. Угол, под которым наблюдатель видит изображение
светила
φн= W*φс (радиан)
ρʹн=W*ρʹс (в минутах)
Ρ"н=W*ρ"с (в секундах)
Н- наблюдатель на земле
С –размер светила
Слайд 49Угловой диаметр Венеры вблизи её наибольшей элонгации равен 25″. Какой
нужно применить окуляр, чтобы при наблюдениях в телескоп с фокусным
расстоянием объектива 10,8 м Венера была видна размерами с Луну, угловой диаметр которой равен 32′, и какой будет диаметр изображения планеты на негативе, полученном в фокусе телескопа? Найти также масштабы негатива, зная, что диаметр Венеры равен 12100 км
1
Слайд 502
Астрономический телескоп имеет объектив с фокусным расстоянием F1 = 100
см и окуляр с фокусным расстоянием F2 = 5 см.
Телескоп наведен на Луну, угловой размер которой ψЛ = 0,009 рад. Глаз наблюдателя аккомодирован на бесконечность. Каково угловое увеличение телескопа? Под каким углом φ наблюдатель видит изображение лунного диска?
Слайд 513
Какова была разрешающая и проницающая сила телескопа с объективом в75см,
находившегося в Пулковской обсерватории до ее разрушения фашистами?
Слайд 524
Если окуляр при фокусном расстоянии объектива в 160 см дает
увеличение в 200 раз, то какое увеличение он даст при
фокусном расстоянии объектива в 12 м?
Слайд 535
Для 6м телескопа– рефлектора в Специальной астрофизической обсерватории (на северном
Кавказе) определить разрешающую способность, светосилу и увеличение, если используется окуляр
с фокусным расстоянием 5см (F=24м)
Слайд 54егэ
Телескоп имеет объектив с фокусным расстояние 1 м и окуляр
с фокусным расстоянием 5 см. Какого диаметра изображение Солнца можно
получить с помощью этого телескопа, если есть возможность удалять экран от окуляра до расстояния 1,5 м? Угловой диаметр Солнца 30ʹ
Слайд 55http://kosmoved.ru/galact_grup.shtml