Увеличение телескопа

При визуальных наблюдениях телескоп и глаз образуют единую систему. Для реализации разрешающей силы объектива требуется согласование всех элементов системы, что достигается выбором. окуляра, обеспечивающего оптимальное увеличение телескопа. Остановимся на этом вопросе подробнее. [c.369]

Введем коэффициент увеличения телескопа Мо = —/2//1 и представим Ь в виде Ь = fl f2 + 6. Тогда лучевую матрицу можно преобразовать к виду [117] [c.229]

Выходной зрачок телескопа. Рассмотрим простой телескоп, состоящий из линзы-объектива и окуляра. Угловое увеличение телескопа равно /1//2, где Д и /а — фокусные расстояния объектива и окуляра соответственно. Покажите, что не все лучи от далекого объекта, падающие на линзу-объектив (ее диаметр велик), попадают в ваш глаз и что используемый диаметр линзы-объектива равен произведению /1//2 на диаметр зрачка глаза. Пусть наш телескоп дает восьмикратное увеличение, а свет, выходящий из телескопа, образует параллельный пучок диаметром 4 мм (это в два раза больше диаметра зрачка, что удобно для работы с телескопом). При этих условиях диаметр линзы-объектива должен быть равен 32 мм. Больший диаметр не будет использован. [c.470]

Вводя увеличение телескопа N = DID, получим [c.161]

Производится фотографирование удаленных предметов с помощью объектива телескопа на фотопластинке, помещенной в его фокальной плоскости. Полученный снимок с помощью окуляра того же телескопа проектируется на удаленный экран. Каково должно быть угловое увеличение телескопа, чтобы при этом была использована полностью разрешающая способность объектива телескопа Изображение на экране рассматривается с того места, где установлен проекционный аппарат. [c.376]

Увеличением телескопа называется отношение угла рг, под которым виден предмет в телескоп, к углу <р, под которым этот предмет видев невооруженным глазом [c.205]

В одном распространенном учебнике физики для старших классов средней школы мы читаем, что увеличение телескопов колеблется в пределах КХЮ—10 000 раз (последнее число явно преувеличено) уве-л ичение микроскопов доходит до 3000 (что совершенно бесполезно ). Почему имеется верхний предел увеличения — не сказано. О диффракции— ни слова. А в главе о диффракции — никаких указаний на то, что она как-то проявляется в оптических инструментах и препятствует применению больших увеличений. [c.5]

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]

Вначале классификация звёзд производилась просто на глаз так, что звёзды первой величины казались ярче звёзд второй величины во столько раз, во сколько те кажутся ярче звёзд третьей величины, и т. д. Таким образом, все звёзды можно было расположить в ряд в соответствии с их видимым блеском. Уже в древности при наблюдениях простым глазом звёзды были подразделены на шесть классов. Самые яркие звёзды были отнесены к первому классу и названы звёздами первой величины, затем следовали звёзды второй величины и т. д. Очевидно, что многие звёзды попадали в промежутки между классами и в соответствии с этим им приписывались видимые величины, выражающиеся нецелыми числами. Из указанного определения очевидно, что с увеличением звёздной величины видимый блеск уменьшается. В настоящее время при фотографировании с длительной выдержкой изображений звёзд, полученных при помощи мощных современных телескопов, можно изучать слабые звёзды, которые могут быть отнесены к звёздным величинам 22-й или даже 23-й видимой величины. [c.274]

Зенит 24 X 36 36 И-22 И-50 Шторный /боо По изображению на матовом стекле через окуляр с 4> увеличением 133 X 90 X 78 760 Для съемки с близких дистанций сут 0,15 л мелких деталей, для снимков с микроскопом и телескопом н для репродукции. Лучшие малогабаритные зеркальные фотокамеры с прямым изображением [c.339]

Угловое поле 2а в пространстве предметов изменяется для разл. типов оптич. систем в широких пределах так, в биноклях оно составляет 5—10°, а в самых больших телескопах не превышает неск. угловых мин. В широкоугольных фотообъективах он достигает 120—140° и даже 180°. П. микроскопа определяется отношением П. окуляра 21 к линейному увеличению объектива р 2 /р. [c.7]

Возвращаясь к снижению видности полос, вызванному увеличением размера источника, заметим, что этот эффект служит основой измерения с помощью звездного интерферометра Майкельсона угловых диаметров звезд, слишком малых для измерений обычным способом на телескопе. Этот метод описывается в гл. 6, где показано также, каким образом изменения видности полос в зависимости от расстояния между двумя апертурами позволяют получить информацию о распределении яркости источника. [c.18]

Помимо аберраций, возникающих из-за кольцевой формы зеркал (названных Вольтером аберрациями краевой зон ы), при конечной длине первого и второго зеркал в общем случае проявляются и другие аберрации, прежде всего — сферическая аберрация и меридиональная кома. Вольтер показал, что эти аберрации можно исключить, если зеркала имеют форму поверхностей второго порядка, а источник и его промежуточное и действительное изображения находятся в сопряженных фокусах. Для источников, находящихся на бесконечности (случай телескопа или микроскопа с большим увеличением), он предложил три типа таких систем параболоид—гиперболоид первого и второго рода (первый род — отражение внутреннее от обоих зеркал, второй — отражение внутреннее для параболоида и внешнее для гиперболоида) и параболоид—эллипсоид . Вместе с аналогичными системами, предназначенными для получения изображений источников на конечном расстоянии ( гиперболоид—эллипсоид , параболоид—параболоид ), они образуют класс осесимметричных изображающих систем скользящего падения, называемых системами Вольтера (рис. 5.7). [c.166]

Для увеличения геометрической площади и повышения светосилы телескопа применяют совмещенные системы скользящего падения, состоящие из нескольких пар зеркал различного диаметра, имеющих общую оптическую ось и одинаковое фокусное расстояние. Теоретически возможно построение совмещенных систем как первого, так и второго рода, однако последние практически не применяются из-за трудностей юстировки нескольких пар несвязанных зеркал. [c.191]

В схемах рис. 5.29, б, в выпуклые или вогнутые зеркала дают спектральное изображение с увеличением, необходимым для согласования высокого разрешения зеркальной системы с конечным размером ячеек детектора без увеличения физических размеров телескопа. Наиболее перспективные в настоящее время ПЗС-детекторы имеют ячейки размером порядка 20—30 мкм, поэтому для получения разрешения, скажем, 0,5" требуется фокусное расстояние 12 м. Одним из возможных решений является дополнительное увеличение масштаба изображения о помощью зеркального микроскопа, устанавливаемого за фокальной плоскостью телескопа, однако это ухудшает разрешение вследствие большой кривизны поля, увеличивает размеры и усложняет юстировку системы. В противоположность этому дополнительные зеркала с МСП, работающие вблизи нормального падения, могут даже снизить уровень аберраций. [c.206]

Так как расходимость пучка A d Л/тга, выходягцего из активной среды, обычно в несколько десятков раз больше, то в резонаторе необходимо иметь согласующий телескоп. Он разводит пучок по диаметру в Г раз, во столько же раз уменьшая его угловую расходимость. Таким образом, для увеличения телескопа Г получаем условие [c.187]

Аподизация пучка возможна не только с помощью мягких диафрагм, но и при обрезании побочных дифракционных максимумов в угловом спектре пучка с равномерным распределением интенсивности диафрагмой, расположенной в общем фокусе линз телескопа Кеплера. Этот прием называется пространственной фильтрацией, а телескоп Кеплера — пространственным фильтром. Изменяя диаметр диафрагмы д, можно менять распределение интенсивности на выходе фильтра от близкого к гауссову (при д 1,22А,/ ,/а) до равномерного (при д- сю). При таком обрезании побочных дифракционных максимумов вследствие дифракции на обрезающей диафрагме на выходе устройства появляется модуляция интенсивности с периодом Л,. 2Л1 а/1 )ф (2а — диаметр входного пучка, — увеличение телескопа), зависящим от относительной полосы пропускания иространственного фильтра <))ф=0ф/0д, где — угловой [c.155]

Коллиматор с вертикальной щелью и астрономический телескоп располагаются таким образом, что их оптические оси находятся на одной и той же горизонтали. Оба прибора фокусируются на бесконечность, и коллиматор освещается монохроматическим светом с длиной волны 0,54 мкм (зеленая линия ртути). Между объективами этих двух приборов перпендикулярно их об1цсй оси помещается непрозрачный экран с двумя вертикальными окошками F и F. Окошки имеют одинаковую ширину а = 1 мм, а их центры, расположенные на одной и той же горизонтали, удалены друг от друга на d = 3 мм. Нарисовать картину нптерференциопных полос, которая видна в телескопе, и, зная, что увеличение телескопа равно 20, найти [c.130]

Этот угол должен быть преобразован тел ежопом до величины, равной по крайней мере 1. Используемое увеличение телескопа равно [c.335]

В телескопе, как и во всякой зрительной трубе, апертурной диафрагмой и входным зрачком служит свободное отверстие объектива. Объектив дает изображение в своей задней фокальной плоскости, которая одновременно является передней кальной плоскостью окуляра. При этом условии изображение в телескопе получается на бесконечности, и его отчетливо будет видеть нормальный глаз в ненапряженном состоянии. Все параллельные пучки лучей после прохождения через телескоп остаются параллельными, т. е. телескоп является телескопической оптической системой. Меняется только ширина пучков. Если падающие лучи параллельны главной оптической оси, то ширина пучка равна диаметру объектива D. Увеличение телескопа N есть отношение угла, под которым виден малый предмет в телескоп, к углу, под которым он был бы виден, если бы рассматривался невооруженным глазом. Как было показано в И (пункт 10), для телескопических систем такое увеличение равно отношению ширины падающего пучка параллельных лучей к ширине выхЬдящего пучка. В телескопе ширина выходящего пучка равна диаметру выходного зрачка D. При нормальном увеличении D = d, где d — диаметр входного зрачка глаза. Таким образом, нормальное увеличение телескопа определяется выражением [c.158]

Увеличение телескопа должно быть согласовано с разрешающей способностью его объектива. Допустим, что угловой размер, предмета равен минимальному углу разрешаемому объективом телескопа. Если угловое увеличение телескопа равно N, то в телескоп пр едмет будет виден под углом Для полного использования р1азрешающей способности телескопа необходимо, чтобы этот угол разрешался глазом, т. е. должно быть Подставляя сюда значения и из формул (56.2) и (56.3), получим [c.364]

В 11 (пункт 10) было показано, что N = D/h, т. е. увеличение телескопа равно отношению ширины D падающего параллельного пучка лучей к ширине h выходящего пучка. Когда увеличение меньше нормального, т. е. D/h < Did, то h >d. Значит, не весь пучок параллельных лучей, падающий на объектив, попадает в зрачок глаза, а только часть его. Действующей является только центральная часть объектива, диаметр которой меньше D. Телескоп действует так, как если бы его объектив и разрешающая спосфбность умень- [c.364]

Окуляр можно рассматривать как лупу, через которую наблюдатель в увеличенном виде видит изображение объекта, построенное объективом. Нормальный глаз человека строит резкое изображение наб.чюдаемого предмета на сетчатие без напряжения аккомодирующих мышц глаза в том случае, если в глаз от предмета попадают параллельные пучки лучей. Для этого совокупность объектива и окуляра телескопа должны составлять афокальную телескопическую систему (см. 1.1 и рис. 4.10). В ней передний фокус окуляра совмещен с главным фокусом Е объектива. Пусть ъ ф есть соответственно фокусные расстояния объектива и окуляра. В соответствии о (4.4) увеличение телескопа будет [c.203]

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]

Наиболее высокие требования предъявляются к зрительным трубам, предназначенным для астрономических наблюдений (телескопы). Для того чтобы обеспечить возможно большее увеличение при допустимом размере выходного зрачка и, следовательно, хорошем различении деталей, необходимо, как мы увидим, применение телескопов с возможно большими диаметрами объективов (ср. 96). То же требование возникает и в связи с задачей наблюдения очень слабых звезд (см. 95). Наиболее сильными трубами являются в настоящее время рефлекторы, т. е. телескопы с отражательным объективом. Первый отражательный телескоп был построен Ныото- [c.333]

В плотно компонуемых устройствах почти любые локальные изменения веса и размеров отдельных деталей распространяются на все устройство в целом. В этих условиях от степени полноты реализации одного какого-либо требования могут зависеть, и существенно, как габариты и вес всего устройства, так и прочие его характеристики. Например, увеличение точности отработки (или точности отсчета) углов поворота телескопа оптической головки может быть достигнуто увеличением диаметра зубчатого сектора (см. рис. 2.11). Но от диаметра зубчатого сектора существенно зависят габариты всей оптической головки, поэтому цена реализации требования точности отсчета углов, выраженная в габаритах, весьма велика. Реализация требования точности по нижнему пределу позволяет значительно уменьшить габариты оптической головки, а следовательно, и всего гиростабилизатора с астрокоррекцией. [c.64]

Здесь — освещённость, % — длина волны, — спектральная чувствительность (кривая реакции) регистрирующей аппаратуры, С — постоянная, задающая пуль-пункт системы величин. Коэф. —2,5 опреде- 1яет 1пкалу 3. в. и наз. коэффициентом П о г с о н а. Знак минус указывает на то, что при увеличении блеска 3. в. уменьшаются. Величина равна произведению спектральной чувствительности приёмпика излучения и пропускания коэффициента отражения коэффициента) оптич. элементов регистрирующей аппаратуры (фотометра) и телескопа. [c.64]

МАСШТАБ ОПТИЧЕСКОГО ИЗОБРАЖЕНИЯ - отношение линейного размера изображения оптического к линейному размеру предмета. Служит характеристикой проекционных систем и определяется их линейным увеличением (см. Увеличение оптическое). Выбор М.о. и. диктуется размерами изображаемого объекта у телескопа, фотоаппарата, глаза М. о. и, меньше единицы (у телескопа М. о. и. иракгически равен нулю), у микроскопов (оптических и электронных), кино- и диапроекторов, фотоувеличителей — больше единицы. Если изображение получается с помощью неск. последоват. проекций, его М. о. и. определяется ироизведением М. о. и. каждой проекции в отдельности. [c.60]

ОПТИЧЕСКИЕ СИСТЕМЫ — совокупность оптич. деталей — линз, призм, плоскопараллельных пластинок, зеркал и т. п., скомбинированных определ. образом для получения оптич. изображения или для преобразования светового патока, идущего от источника света. В зависимости от положения предмета и его изображения различают несколько типов О. с. микроскоп (предмет на конечном расстоянии, изображение — на бесконечности), телескоп (и предмет, и его изображение находятся в бесконечности), объектив (предмет расположен в бесконечности, а изображение — на конечном расстоянии), проекц. система (предмет и его изображение расположены на конечном расстоянии от О. с. см. Проекционный аппарат). О. С. характеризуются такими параметрами, как светосила, линейное и угл. увеличение, масштаб оптического изображения. [c.451]

Для спектрометрии длинопробежвых частиц (с пробегами Й > 5 мм в 8)) применяют как одиночные толстые 81- и Ое-детекторы спец, конструкции, так и телескопы тонких П. д., имеющих суммарную толщину 2Дд j>й. Применение телескопов предпочтительнее перед одиночным толстым П. д., т. к. 1) возможна идентификация частицы по массе по измеренным Д в отдельных П. д, 2) воз.можен отбор случаев, когда частица испытывает ядерное взаимодействие пли рассеяние 3) лучшие временные характеристики. Однако с увеличением энергии частицы (пробега й) вероятность ядерного взаимодействия частицы с веществом П. д. растёт, что приводит к появлению пьедестала в спектре амплитуд. Предельные эверпш, когда ещё применяют телескопы П. д., 200—250 МэВ [c.50]

Рио. 1. Схема отражательного двухяеркального рентгеновского телескопа косого падения. Для увеличения рабочей площади несколько таких телескопов могут быть вложены один в другой. [c.341]

Расходимость излучения лазера можно уменьшить, увеличив с помощью телескопа размер пучка. Из рис. 2.4 видно, что в случае двухлинзового конфокального телескопа с коэффициентом увеличения М — Fi/Fx, где F и F2 — фокусные расстояния первой и второй линз по ходу луча, размер пучка увеличивается в М раз. Так как при этом 01Ш1 = 02Ш2, то расходимость излучения за второй линзой также падает в М раз, т. е. [c.68]

Наиболее широкое применение зеркальные системы скользящего падения нашли в рентгеновской астрономии для исследований излучения космических источников в мягкой рентгеновской области спектра 0,1-—10 кэВ. В 1960 г. Джаккони и Росси [39] выдвинули идею повышения отношения сигнал— шум в счетчиковых рентгеновских телескопах с помощью параболических концентраторов излучения. Они первыми предложили также принцип совмещения нескольких соосных зеркал с общим фокусом для увеличения общей эффективной площади телескопа. Спутниковые телескопы с параболическими концентраторами появились в конце 1960-х — начале 1970-х годов (САС-3 [70], ОАО Коперник [19], АНС [18], РТ-4 [4]). Их зеркала изготавливались из металла по относительно простой технологии, точ- [c.194]

В работе [45] приведены расчеты характеристик телескопов, имеющих зеркальные системы скользящего падения типа вольтеровской первого рода, аналогичной использованной в телескопе 8-056 станции Скайлэб (D = 24 см, Р = 190 см), и типа систем Вольтера—Шварцшильда (два совмещенных объектива с Э = = 37,4 си, О = 33 см и 7 = 128 см) с дополнительными зеркалами с МСП. Рассматривались зеркала с МСП вогнутой эллиптической или выпуклой гиперболической или сферической формы. Во всех случаях при коэффициенте дополнительного увеличения 2—6 разрешение в поле зрения 10—15 оказалось лучше 1", при этом эллиптическое и гиперболическое зеркала дают на оптической оси идеальное изображение, сферическое — с разрешением 0,2— 0,6". По данной схеме в космическом центре им. Маршалла (США) разработан ракетный телескоп для исследования Солнца, в котором используются указанный выше объектив Вольтера—Шварц- [c.206]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...