Телескоп

Таблица 7.3. Входные и выходные углы телескопа пирометра с исчезающей нитью

Рис. 7.32а. Фотоэлектрический пирометр с преломляющей оптической системой [44]. / — источник 2 2 — диафрагма 3 — галогенная вольфрамовая лампа 4 — полевая диафрагма 5 —линза 6 — коллимированный источник 7—поглощающие фильтры 8 — интерференционные фильтры 9 — фотоумножитель 10 — карусель // — поглощающий фильтр 12 — ограничивающая диафрагма 13 — затвор 14 — прицельный телескоп 15 — линза объектива 16 — источник 1.

Фокусирующее свойство параболического зеркала позволяет использовать его при наблюдении звезд. Вот почему в телескопах широко пользуются этими зеркалами. [c.171]

РАЗРЕШАЮЩАЯ СИЛА ТЕЛЕСКОПА И МИКРОСКОПА [c.198]

Принимая во внимание, что читатель достаточно хорошо знаком с устройством и принципом действия микроскопа и телескопа из курса физики средней школы, остановимся лишь на рассмотрении их разрешающей силы. [c.198]

Разрешающая сила телескопа. Поскольку телескоп служит для наблюдения удаленных небесных тел, можно считать, что на объектив телескопа падает плоская волна. Это позволяет пользоваться полученной нами ранее формулой sin ср = 0,61 Х/г при рассмотрении дифракции плоской волны на круглом отверстии ( pi — угловой радиус первого дифракционного кольцевого минимума, г— радиус объектива телескопа, %—длина падающей световой волны). [c.198]

Положим, что с помощью телескопа ведется наблюдение двух близких звезд 3i и За (рис. 7.26). При дифракции плоских волн [c.198]

Как видно из выражения (7.36), чем больше действующий диаметр объектива, тем больше разрешающая сила телескопа. [c.199]

Рассмотрим разрешающую силу телескопа — прибора, предназначенного для изучения удаленных небесных светил. Эту задачу можно решить вполне корректно, так как с достаточно хорошим приближением мы вправе считать, что на объектив телескопа падает плоская волна. Следовательно, применимы формулы, описывающие дифракцию плоской волны на круглом отверстии, которым в данном случае служит оправа объектива . [c.333]

Все звезды (за исключением специфических случаев наблюдения звезд необыкновенно большой величины, например красных гигантов ) изображаются в фокальной плоскости объектива телескопа одинаковыми дифракционными кружками, угловой [c.333]

Мы полагаем, что читателю известен из школьного курса ход лучей в телескопе. [c.333]

Использование объективов большого поперечного сечения выгодно такл-се для получения более яркого изображения звезды на фоне неба. Хотя никакая оптическая система не может повысить яркость наблюдаемых предметов, но выгоднее наблюдать звезду через телескоп. Действительно, все звезды будут изображаться одинаковыми дифракционными кружками. Обозначим А — освещенность, которую создает исследуемая звезда на поверхности Земли, Л Ф — световой поток через телескоп диаметром D. Тогда [c.334]

Отношение этих потоков соответствует отношению яркостей изображений на сетчатке глаза, т.е. Д<1)/ДФ = (D/d) , где D = = 10 см и i s 0,3. Вместе с тем объективно яркость неба (фон) при наблюдении в телескоп или невооруженным глазом одинакова. [c.335]

Для оценки разрешающей силы телескопа остановимся на условиях разрешения двух близких звезд Si и S2 Пусть угловое расстояние между ними равно йф и в фокальной плоскости объектива наблюдается наложение дифракционных изображений от этих двух некогерентных излучателей (рис. 6.64). Для харак- [c.335]

За последнее время появились работы, в которых исследуются возможности значительно превзойти общепринятый пр дел разрешения оптической системы без увеличения диаметра объектива или уменьшения длины волны излучения. Это связано с применением для решения данной задачи методов теории информации. Охарактеризуем суть этих весьма перспективных исследований в приложении к рассматриваемой задаче — возможности увеличения разрешающей силы телескопа, хотя, конечно, они имеют более общее значение. [c.337]

Разрешающая сила телескопа. Для чего нужен большой диаметр объектива Как можно превысить разрешающую силу телескопа, оцененную по критерию Рэлея [c.459]

Данные о движении планет. Первая оценка нижнего предела возможной величины радиуса кривизны для нашей Вселенной как 5-10 см следует из взаимной согласованности данных астрономических наблюдений внутри Солнечной системы. Например, положения планет Нептуна и Плутона были определены расчетом до того, как эти планеты были визуально обнаружены при наблюдении в телескоп. Небольшие возмущения орбит уже известных планет привели к открытию Нептуна и Плутона, причем фактически найденные положения этих двух планет были очень близки к рассчитанным. Мы легко можем [c.27]

Шы не имеем данных наблюдения, согласно которым сумма а + р, измеренная астрономами, где-либо становилась бы больше 18(f после того, как была введена соответствующая поправка на движение звезды относительно центра нашей Галактики. Значения а + Р, меньшие 180°, используются для определения расстояний до ближайших звезд методом триангуляции. Значения, меньшие 180°, можно наблюдать для звезд, расстояния которых от Земли достигают величины З-Ю см ), предельной для измерения углов с помощью современных телескопов. Из этого рассуждения можно непосредственно вделать вывод, что радиус кривизны мирового пространства должен быть больше 3-10 ° см для некоторых типов кривизны пространства необходим иной ход рассуждений ). Окончательный ответ гласит, что радиус кривизны, определенный триангуляцией, в любом случае должен быть больше чем 6-10 см. [c.29]

Для звезды, находящейся непосредственно в зените, аберрация является максимальной, когда скорость Земли перпендикулярна к линии наблюдения. При этом угол отклонения, или аберрации, телескопа, как видно из рисунка, определяется таким равенством [c.317]

Отдельно взятый счетчик позволяет лишь зарегистрировать факт прохождения частицы через счетчик. Для наблюдения за движением какой-либо одной частицы, для установления направления ее движения обычно используется система счетчиков, расположенных последовательно один за другим и соединенных по специальной радиотехнической схеме совпадений или антисовпадений . При прохождении быстрой заряженной частицы через два или несколько счетчиков, соединенных по схеме совпадений, счетчики срабатывают и частица регистрируется. Если же частица проходит только через один счетчик, а в другие не попадает, то система не срабатывает. Это позволяет зарегистрировать частицу, пролетающую только в определенном направлении. Совокупность счетчиков, соединенных по схеме совпадений, выполняет как бы роль телескопа (телескоп счетчиков) в физике космических лучей и в исследованиях по атомной и ядерной физике. [c.42]

Рис, 7.326. Фотоэлектрический пирометр с отражающей оптической системой [70]. / — источник 2 — внеаксиальное эллипсоидальное зеркало 3 — нейтральные фильтры плотности фильтр, отрезающий длинноволновую часть спектра 5 — узкополосный интерференционный фильтр 6 — фотоумножитель н усилитель 7 — механизм управления установкой дисков 8 — прицельный телескоп 9 — вращающийся секторный диск 10 — прицельная решетка 11 — входное отверстие диаметром 0,75 мм 12 — качающееся зеркало 13 — плоское зеркало. [c.374]

Мокрый Г.5 3 голь дер (рис. 8. , б) для храпения взрывоопасных или ядовитых газов состоит из резервуара / и колокола 3 с телескопом 2 или без него. Перемешенне колокола и телескопа происходит в направляющих 4, по которым ггеоекатываются ролики [c.240]

В технологии изготовления цилиндрических рс.к рвуаров и мокрых, газгольдеров много общего. Небольшое различие п монтаже заключается в том, что на смонтированное днни ,с устанавливают в вертикальном положении сразу рулоны всех бокоьых сгснок (корпуса резервуара, телескопа, колокола) и разворачивают их одновременно. [c.248]

Мокрый газгольдер (рис. 1.1, б) для хранения взрывоопасных или ядовитых газов состоит из резервуара 1 и колокола 3 с телескопом 2 или без него. Перемещение колокола и гелескопа происходит в направляющих 4, по которым перекатываются ролики 5. Уплотнение в сочленениях достигается зодяными затворами I. [c.7]

Интересно рассмотреть случай, когда источник находится в бесконечности, т. е. отраженные от поверхности лучи идут параллельно и наблюдение производится глазом, адаптированным на бесконечность или же в фокальной плоскости объектива телескопа. В этом случае оба интерферирующих луча, идущих от 5 к А, происходят от одного падающего луча SM (рис. 4,17). В зависимости от разности хода лучей в точке А будут наблюдаться максимум и минимум. Так как интерференционная картина определяется оптической разностью хода между интерферирующими лучами, то необходимо найти эту разность. Вследствие того что оптические длины (произведение геометрической длины пути луча на показатель преломления среды, в которой распространяется луч) всех прощедших [c.85]

Вот почему телескопы изготовляются с возможно большим диаметром объектива. Уменьшение длины волны также приводит к увеличению разрешающей силы телескопа. Пользуясь методами теории информации, при данных г ш X можно получить разрешающую силу, значител1>но превышающую разрешающую силу, вычисленную по (7.36). [c.199]

Из-за V < с угол аберрации а. очень мал н поэтому AM принимаем равным AD. На самом деле, чтобы изображение звезды получилось в центре А, луч при своем распространении должен лежать на оси трубы AD. Это имеет место, если за время распространения света вдоль трубы длиной I нижний конец трубы переместится на расстояние, равное MD = vM. Наблюдателю, смотрящему в телескоп, кажется, что звезда находится не на линии АВ, а на линии AD. За год вектор скорости двим ения Земли по орбите и связанное с ним направление AD поворачиваются на угол, равный 2я, т. е. направление AD прецессирует вокруг оси А В. Это равносильно тому, что наблюдаемая звезда совершает за год круговое движение с угловым радиусом, равным а. Брэдли нашел, что а =- 20,5". Зная а и V, можно определить с [c.416]

Изложение намеченного круга вогтросов начнем с краткого анализа аберраций оптических систем и способов их устранения. Затем исследуем разрешающую силу телескопа и микроскопа. Рассмотрение этих двух очень важных частных задач позволит ознакомиться с основами дифракционной теории оптических инструментов и современными способами повышения разрешающей силы оптических приборов. [c.328]

За последние десятилетия были проведены опыты по установке на спутниках относительно небольших (диаметром несколько десяткон сантиметров) телескопов. Оказалось, что в этих оптимальных условиях (инерциальное движение, практическое отсутствие атмосферы) удается добиться разрешения, которое обеспечивают гигантские земные телескопы. [c.334]

При изучении фотографии уд шенной звезды аппаратной функцией в первом приближении является дифракционное пятно, размеры которого определяются диаметром объектива телескопа и длиной волны дифрагирующего света. Однако эта идеализированная картина существенно усложняется влиянием аберраций, полное устранение которых представляется практически невозможным. Поэтому аппаратная функция может быть определена только приближенно. Неизбежны также случайные и систематические ошибки при измерении освещенности суммарной картины. Наличие ошибок в измерении f(x — х) п Ф(х) ограничивает возможность восстановления функции объекта Дл )путем решения обратной задачи. [c.338]

Сравнивая соотношени 1/с/мин лйши/л с выражением для разрешающей силы телескопа [см. (6. 108)], заметим существенную разницу разрешающая сила микроскопа зависит не от диаметра объектива, а от угла его раскрытия. [c.342]

Заметим, что при вычислс нии поперечного эффекта мы фактически решили еще одну задачу, представляющую интерес для обсуждаемого круга вопросов. Р ечь идет об уже упоминавшемся явлении звездной аберрации, которое давно известно в астрономии и даже может служить одним из методов измерения скорости света. При наблюдении в телескоп неподвижных звезд приходится наклонять его ось относительно истинного направления на угол у, который зависит от модуля и направления скорости орбитального движения Земли в момент измерения и испытывает годичные изменения (рис. 7.12). Выполняя измерения в разное время года, можно найти угол у, под которым должна быть наклонена ось телескопа. Наибольше его значение у = и/с. [c.387]

Изменим теперь форму условия задачи, не изменяя ее содержания. Вместо автомобиля будем рассматривать земной гнар, движущийся вокруг Солнца по своей орбите. Пусть на Землю под прямым углом к плоскости ее орбиты падает луч света от некоторой звезды. Пассажира автомобиля заменим астрономом-наблюдателем, направляющим на звезду свой телескоп. Неподвижную систему координат свяжем с Солнцем. Чтобы видеть в телескоп звезду, астроному придется наклонить оптическую ось телескопа в направлении хода луча света звезды относительно Земли под углом, определяемым формулой (а). Конечно, в этой формуле следует иод t i понимать скорость света в вакууме, а иод tij — скорость движения Земли по ее орбите. Если наблюдать за звездой на протяжении года, то, очевидно, астроному будет казаться, что положение звезды на небесной сфере будет изменяться, и за год она опишет на небесной сфере замкнутую кривую. Это явление относительного отклонения луча света, связанное с движением Земли по ее орбите, называется, как известно, аберрацией света. [c.138]

Рис. 1.25. Телескоп Хэйла, направленный в зенит вид с юга. Диаметр зеркала этого телескопа 200 дюймов (5,08 м).

Рис- 10.9. Рисунок из оригинала статьи Бредли. а — опора, на которой закреплена нить отвеса с — винт для регулировки длины нити отвеса Ь, Ь — установочные винты d, d — железные опоры (—я — латунная подставка в — винт с упором для закрепления деревянной оправы на латунной подставке / — микрометрический винт s — винт, предназначенный для того, чтобы телескоп не оказывал давления на микрометрический винт, когда прибор не работает. Телескоп выводится из вертикального положения, чтобы закрепить деревянную оправу нити отвеса, На дуге справа от телескопа изображен разрыв, в котором показан микро-метрнчеекий винт h — задняя подставка, в которой движется закрепленный в ней микг [c.316]

На рис. 10.9 показан чертеж телескопа Бредли. Этот телескоп имел длину около 12 футов (3,7 м) и был специально предназначен для точного наблюдения звезд вблизи зенита. Совпадение результатов наблюдений Бредли над звездой 7 Дракона с предложенной им гипотезой иллюстрируется таблицей, взятой из его же статьи. [c.317]

Переменные звезды. 200-дюймовый телескоп обсерватории Маунт Паломар дает возможность различать отдельные звезды в галактиках, находящихся на расстояниях около З-Ш см. Один из методов измерения расстояний этого порядка величины основан на определении периода изменения яркости переменных звезд типа Цефеид. Звезда типа Цефеид — это гравитационно неустойчивая звезда, обнаруживающая периодические пульсации, при которых ее радиус может измениться примерно на 5—10%. Температура звезды изменяется с таким же периодом, как и ее радиус, так что наблюдатель обнаруживает периодические изменения ее яркости. Были измерены периоды продолжительностью всего несколько часов. В нашей Галактике находится Цефеида с яркостью, в 2-10 раза большей яркости Солнца, и периодом изменения яркости 50 сут. [c.340]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...