Объектив астрономический

Эклиптическая система координат (рис. 45.2) Астрономической широтой р светила называется угол в градусах, измеряемый между эклиптикой и объектом вдоль круга астрономической широты (большого круга, проходящего через полюсы эклиптики и объект). Астрономическая широта считается положительной к северу от эклиптики. Астрономической долготой К называется угол в градусах, измеряемый вдоль эклиптики через юг к востоку между точкой весеннего равноденствия и точкой пересечения эклиптики с кругом астрономической широты, проходящим через объект. [c.1198]

Вопрос о числе подлежащих исправлению аберраций связан с назначением прибора, с его относительным отверстием, с требуемым качеством изображения. Если оптическая система должна обладать незначительным углом поля зрения (например, объектив астрономической трубы с большим увеличением), то необходимо обратить внимание на исправление сферической аберрации и хроматической аберрации положения. Для объектива зрительной трубы средних увеличений нужно исправить кому или хотя бы [c.340]

В астрофизике утверждается, что в природе имеются объекты, эволюция которых обусловлена макроскопическими ядер-ными процессами. Такими объектами являются звезды. Принципиальная трудность изучения внутренней структуры звезд состоит в том, что процессы, происходящие внутри звезд, недоступны наблюдению. Поэтому излагаемые в этом (и в следующем) параграфе представления о механизме эволюции звезд связаны с данными астрономических наблюдений не прямо, а через довольно длинную цепь теоретических гипотез и расчетов. Несмотря на отмеченную принципиальную трудность, теоретики-астрофизики сумели получить последовательное и детальное описание структуры звезд и их эволюции. Эти теоретические представления не только вполне согласуются с совокупностью данных, накопленных в результате многочисленных и разных наблюдений, но и позволили сделать целый ряд нетривиальных оправдавшихся предсказаний. Поэтому, несмотря на отсутствие прямых наблюдений, можно утверждать, что приводимые в этом и в следующем параграфах сведения (по крайней мере в основном) соответствуют реальным процессам в звездах. [c.599]

К 1950—1951 гг. радиоастрономия сформировалась в самостоятельную научную область, задачей которой стало изучение внеземных объектов по характеру их радиоизлучений. К этому же времени в ней наметились и два направления. В одном из них сведения о природе космических образований получаются путем исследования их собственных радиоизлучений (галактическая радиоастрономия и радиоастрономия Солнечной системы). Эту ветвь астрономической науки принято называть собственно радиоастрономией. В другом — внеземные объекты изучаются посредством приема отраженных от них радиосигналов, предварительно посланных с Земли. Это направление чаще всего называют радиолокационной астрономией. [c.405]

В сборник включены переводы статей известных зарубежных ученых, посвященные последним открытиям новых астрофизических явлений и астрономических объектов. Дана теоретическая интерпретация этих явлений, изложены проблемы, стоящие в настоящее время перед астрофизикой. [c.143]

ОБОРАЧИВАЮЩАЯ СИСТЕМА — оптич. система, предназначенная для поворота изображения на 180° вокруг оптич. оси. О. с. используются в первую очередь в зрительных трубах для наблюдения наземных (а не астрономических) объектов и в микроскопах с целью восстановления правильной (прямой) ориентации изображения объекта, т. к. большинство объективов форми- [c.382]

Установка (монтировка) О. т. позволяет наводить его на избранный космич. объект и точно и плавно сопровождать этот объект в суточной движении по небу. Повсеместно распространена экваториальная монтировка одна из осей вращения О. т. (полярная) направлена в полюс мира (см. Координаты астрономические), а вторая перпендикулярна ей, В этом случае сопровождение объекта осуществляется одним движением — поворотом вокруг полярной оси. При азимутальной монтировке одна из осей вертикальна, другая — горизонтальна. Сопровождение объекта осуществляется тремя движениями одновременно (по программе, задаваемой ЭВМ) — поворотами по азимуту и высоте и вращением фотопластинки (приёмника) вокруг оптич. оси. Азимутальная монтировка позволяет уменьшить массу подвижных частей О. т., т. к. в этом случае труба поворачивается относительно вектора силы тяжести лишь в одном направлении. Подшипники монтировки О. т. обеспечивают малое трение покоя. Обычно применяются гидростатич. подшипники оси вращения О. т. плавают на тонком слое масла, подаваемого под давлением. [c.458]

По сравнению с др. физ. методами исследования небесных тел радиолокация позволяет очень точно измерять расстояние от антенны радиолокатора до исследуемого объекта по запаздыванию отражённых объектом радиоволн. Благодаря этому Р. а. сыграла решающую роль в определении абс. размеров Солнечной системы, уточнив значение астрономической единицы (а. е.— ср. расстояние Земли от Солнца). По этим данным, 1а. е.= 149597870 2 км. [c.217]

Другая, эквивалентная модель рассматривает, каким образом конечная апертура линзы, служащей для построения изображения, будет ухудшать формирование изображения каждой точки объекта в отдельности. Читатель поймет, что здесь используется историческая работа о разрешающей способности телескопов, где отмечается, что изображение звезды (близко аппроксимирующей точечный источник) размывается дифракцией на апертуре линзы в диск, окруженный кольцами. Диск носит название картины Эри в честь члена Британского астрономического общества сэра Джорджа Эри, который исследовал детали этой картины в 1835 г. (разд. 2.3). Размеры картины Эри обратно пропорциональны диаметру дифракционной апертуры. Поэтому каждая точка объекта будет представлена в виде точки только при бесконечно большом размере апертуры. [c.24]

Чтобы создать представление об использовании интерференции как непрямого способа применения телескопа для измерения угловых размеров астрономических объектов, рассмотрим рис. 6.1, а. На нем представлен апертурный экран, имеющий две щели, перпендикулярные рисунку и размещенные перед линзами телескопа (аналогичную схему нетрудно осуществить и для отражательного телескопа). Волновые фронты поступают от всех точек видимой части поверхности звезды, имеющей угловой диаметр фо (стягиваемый ею угол с вершиной у Земли). На рисунке показаны только граничные фронты волн Wi, испущенный на одном краю диска, и Wj от противоположного края. В фокальной плоскости линз образуется непрерывная система интерференционных полос типа os (источник считается некогерентным) от полос, вызываемых Wj, до полос, определяемых W2. Окончательным результатом является картина, показанная на рис. 6.1,6 с видностью < 1. Отметим, что расстояние между полосами остается таким же, как если бы источник был точечным, а именно A=fk/D [уравнение (1.11)]. На практике интенсивность картины полос снижается с той и другой стороны от оси (ср. с выборкой на дифракционной картине от одиночной щели в разд. 2.4). Мы можем пренебречь этим понижением, если щели узкие и, в частности, если наблюдения, как случается на практике, ограничены центральной областью картины полос. [c.123]

По-иному обстоит дело в различных астрономических объектах межзвездных и околозвездных облаках, вулканических извержениях [c.129]

Зрительные трубы, используемые для наблюдения астрономических объектов, называются телескопами. Для Ш1х задний фокус объектива может считаться совмещенным с передним фокусом окуляра (рис. 92), в результате чего формулу (25.2) можно представить в виде [c.143]

Развитие идеи Физо для измерения угловых размеров астрономических объектов принадлежит Майкельсону, который практически реализовал ее в 1920 г. [c.167]

Простейший вид интерферометра, пригодный для получения пространственной информации, — это звездный интерферометр Физо [7.23], схема которого показана на рис. 7.16. В задачах астрономических измерений, для которых этот интерферометр впервые нашел применение, объект располагается на исключительно больших расстояниях от наблюдателя, а плоскость изображения совпадает с задней фокальной плоскостью зеркального или линзового телескопа. Для построения интерферометра Физо в изображение зрачка телескопа помеш,ается маска, эффективно пропускающая только два малых пучка лучей, разделенных средним интервалом (Ах, Ау) на основном коллекторе, которые интерферируют в фокальной плоскости. Контраст, или видность, иитерферограммы в фокальной плоскости определяется модулем комплексного коэффициента когерентности света, падающего на два эффективных зрачковых отверстия [c.318]

Как можно ожидать на основании вида изображений, приведенных на рис. 8.12, имеется существенное различие между ОПФ, полученными при длительной и короткой экспозиции. В данном параграфе мы рассмотрим только случай большой экспозиции, который соответствует, например, регистрации изображения слабых астрономических объектов, требующих времени интегрирования, измеряемого секундами,. минутами и даже часами. В основе нашего анализа будет лежать предположение о временной эргодичности, а именно о том, что усредненная за большой промежуток времени ОПФ, на которую оказывает влияние большое число независимых реализаций атмо- [c.378]

В случае астрономических объектов, наблюдаемых с Земли, предположение о том, что любая отдельная точка объекта генерирует плоскую волну, падающую на атмосферу, является достаточно точным. Поэтому результаты предыдущих разделов, относящиеся к распространению плоских волн, оказываются в этой ситуации непосредственно применимыми. Однако в [c.405]

Во многих случаях модель длительной экспозиции оказывается неприменимой. Например, кинокамера, установленная на астрономическом телескопе, может работать при времени экспозиции кадра, меньшем 0,01 с, если только достаточно велика яркость исследуемого объекта. [c.408]

Предположим, что при помощи астрономического телескопа набирается большое число К фотографий, сделанных при короткой экспозиции, некоего объекта. Чтобы предотвратить [c.415]

Астрономическое направление требует уточнения классических приемов построения таблиц движения планет и получения возможностей быстрого изучения свойств движения непрерывно открываемых новых небесных объектов (астероидов, комет, метеоров), а также возможностей для наиточнейшего определения числовых значений параметров, характеризующих окружающий нас мир. [c.333]

Я перенес главу, посвященную основным фотометрическим понятиям, во введение, желая использовать правильную терминологию уже при описании явлений интерференции и оставив в отделе лучевой оптики лишь вопросы, связанные с ролью оптических инструментов при преобразовании светового потока. Заново написаны многие страницы, посвященные интерференции, в изложении которой и во втором переработанном издании осталось много неудовлетворительного. Я постарался сгруппировать вопросы кристаллооптики в отделе VIII, хотя и не счел возможным полностью отказаться от изложения некоторых вопросов поляризации при двойном лучепреломлении в отделе VI, ибо основные фактические сведения по поляризации мне были необходимы при изложении вопросов прохождения света через границу двух сред, с которых мне казалось естественным начать ту часть курса, где проблема взаимодействия света и вещества начинает выдвигаться на первый план. Я переработал изложение астрономических методов определения скорости света и добавил некоторые новые сведения о последних лабораторных определениях этой величины. Гораздо больше внимания уделено аберрации света. Рассмотрены рефлекторы и менисковые системы Д. Д. Максутова. Значительным изменениям подверглось изложение вопроса о разрешающей способности микроскопа я постарался отчетливее представить проблему о самосветя-щихся и освещенных объектах. Точно так же значительно подробнее разъяснен вопрос о фазовой микроскопии, приобретший значительную актуальность за последние годы. [c.11]

Так, для объективов астрономических труб, где источником служат точки, расположенные вблизи оси, важно соблюдение условий синусов и устранение с( )ерической и хроматическй аберраций для точек в центре поля для микрообъективов и ( )отообъективов, предназначенных для (фотографирования щирокого поля зрения, необходимо, кроме соблюдения условия синусов, устранение аберраций, искажающих поле (дисторсия, искривление поля и т. д.), а также хроматической аберрации. Объективы, предназначенные для наблюдения объектов малой яркости, должны иметь возможно большее относительное отверстие, и это вынуждает мириться с некоторыми аберрациями, неизбежными при работе с очень широкими пучками. Исправление хроматизма в приборах, предназначенных для визуальных наблюдений и для фотографии, рассчитано на разные спектральные области применительно к тому обстоятельству, что максимум чувствительности глаза лежит в желто-зеленой части спектра, а чувствительность фотопластинок обычно сдвинута в более коротковолновую область. Объектив коллиматора спектрального аппарата должен быть очень хорошо исправлен на хроматическую аберрацию, тогда как объектив камеры может быть совсем не ахроматизован, но в нем весьма вредны астигматизм наклонных пучков и кома впрочем обычно оптика спектрографа рассчитывается как целое, так что недостаток одной ее части в большей или меньшей степени компенсируется за счет другой части. [c.318]

Пути возникновения новых наук были разными. Одни из них появились как бы на границе старых наук. Другие науки возникли в результате взаимного переноса теорий и принципов из одних дисциплин в смежные. Одним из первых примеров такого рода может служить возникновение в 60-х годах XIX в. астрофизики в результате использования спектрального анализа как физического метода для изучения астрономических объектов. Точно так же проникновение теории и методов оптики в элект- ронику привело к образованию новой науки — электронной оптики. [c.347]

До открытия фотографии телескопы предназначались только для визуальных наблюдений. Телескопы-рефракторы более удобны для точных измерений положений небесных светил из-за отсутствия токов воздуха в трубе, большего поля зрения и меньшей, чем у рефлекторов, сферической аберрации. Поэтому для фотографирования небесных объектов стали использовать рефракторы. Применение фотографии для астрономических целей 1361 изменило не только технику наблюдения, но и вызвало существенные изменения конструкции телескопа [37]. Необходимость длительных экспозиций при фотографировании небесных объектов привела к разработке хороших гидирующих механизмов, обеспечиваюш их синхронное движение телескопа с видимым суточным вращением неба, позволивших держать трубу точно направленной на наблюдаемый объект. Для такого движения телескопов в XIX в. использовали гиревые приводы, которые в первой четверти [c.364]

Больших успехов достигли ленинградцы в конструировании и изготовлении еложнейших оптико-механичееких приборов. Оптико-механическим объединением изготовлен зеркально-линзовый телескоп АЗТ-15 для фотографирования астрономических протяженных объектов, а также для епектрографических работ. [c.21]

ЛУЧЕВАЯ СКОРОСТЬ астрономического объекта v ) — составлпющая его простраиствен-поп скорости вдоль луча зрения (скорость лзмеиения расстояния между объектом и наблюдателем). Оценки Л. с. служат важнейшим источником инфор.мации [c.616]

Астрономические объективы (рефракторы), предназначенные для визу ьного наблюдения небесных объектов, измерения их координат на небесной сфере, а также для съемки тех же объектов, отлнчаются от большинства обычных объективов большим фокусным расстоянием и весьма высокими требованиями к качеству изображения. Вследствие большой величины фокусного расстояния астрономических объективов величина вторичного спектра становится значительной и заметно влияет на качество изображения, создавая радужные кольца вокруг изображения и соответственно уменьшая резкость последнего и разрешающую силу объектива. При больших отиосителйных отверстиях объективов, предназначенных для астрофотограшии, необходимо исправлять и сферохроматическую аберрацию, д1 йствие которой аналогично действию вторичного спектра. [c.111]

ГИРОВЕРТИКАЛЬ — гироскопический прибор для гшределения угла наклона (крена) судна, летательного аппарата, астрономического инструмента и т. п. Простейшей Г. является гироскопический маятник (сх. а). Центр ротора 1 в нем смещен вдоль его оси и не совпадает с центром О наружной рамки 3. В физическом маятнике (без вращающегося рот-ора) положение рамки 2 определяется не только направлением силы тяжести, но и направлением ускорения движения объекта на котором он установлен. В Г. одновременно используется способность физического маятника различать направление истинной вертикали при уста- [c.61]

Пять последующих глав посвящены практическим приложениям, в основе которых лежат указанные выше явления гл. 6 — оптической обработке изображений, модулированных спеклами, гл. 7 — регистрации перемещений и деформаций диффузных объектов, гл. 8 — применениям в астрономии, гл. 9 — измерению шероховатости поверхностей. Наконец, в гл. 10 рассматриваются некоторые другие применения оптики спеклов, в частности для исследования прозрачных объектов, определения макрорельефа диффузных поверхностей, аппаратной функции и аберраций оптической системы, а также для исследования движения диффузных объектов. Особо отмечу астрономические приложения, примером которых может служить один из самых красивых экспериментов в оптике, проведенный астрономом Лабейри. Он исследовал двойные звезды, уподобляя атмосферную турбулентность диффузору, и, в частности, измерил замечательным методом, открываю-ихим поистине Е евиданные возможности, их видимый диаметр. [c.8]

В процессе развития теории гировертикалей и гирокомпаса был, однако, несколько прояснен вопрос о принципиальной возможности создания инер-циальной системы навигации объекта, движущегося по поверхности Земли. Это произошло, прежде всего, благодаря упоминавшейся выше работе М. Шулера (1923). Поскольку он показал, что принципиально возможно создать гировертикаль, не, подверженную баллистическим и скоростным девиациям, цриэбретала правомерность и схема системы, имитирующей астрономическое определение места посредством гировертикали и двух свободных гиро-скоцов. Однако оставалась, разумеется, неразрешенной проблема радикального сокращения ошибок, обусловленных уходами гироскопов, М. Шулер считал ее безнадежно трудной и потому полагал, что его вертикаль могла быть использована для навигации лишь совместно с астрономическими определениями. [c.180]

Недостаточное совершенство элементов инерциальной системы вынуждает в ряде случаев привлекать для повышения точности ее работы и демпфирования возникающих в ней колебаний дополнительную информацию о кинематических параметрах движения объекта, получаемую от лага, доплеровского измерителя скорости, астрономических наблюдений и других сторонних источников. Теория таких систем, корректируемых от сторонних источников информации, зародилась в конце 50-х годов. Приведение инерциальной системы в начальное состояние, соответствующее положению и скорости объекта, может рассматриваться в настоящее время как одно из применений методов коррекции. Так, получая информацию о скорости движения объекта, можно приводить расположенную на нем гиростабилизировавную платформу инерциальной системы в вертикаль и к плоскости меридиана ( гирокомпа- [c.188]

Прибором, принципиально пригоднь1м ддя этой цели, является интерферометр Рэлея (рис. 118, а). Из плоской волны, идущей от отдаленной звезды, в Аг и Аг выделяются два параллельных пучка света, которые, выйдя из прибора, дают в фокальной плоскости Р линзы Ь дифракционную картину, позволяющую измерить угловой размф источника. Однако применить йнтерферометр Рэлея для измерения угловых размеров астрономических объектов оказалось невозможным. Интер- ференционные полосы получаются очень узкими и проводить измерение трудно. Большие осложнения также связаны с обеспечением точности взаимного положения трубок на больших расстояниях между ними. [c.167]

Отметим также работу Уордена и др. [8.44], в которой несколько иначе использована спекл-структура, создаваемая атмосферой, для выделения изображения астрономических объектов, Спекл-структура в отдельном изображении точечного источника, полученном при короткой экспозиции, эквивалентна ФРТ системы, формирующей изображение, в момент регистрации этого изображения. Если данная спекл-структура имеет один или несколько широко разнесенных максимумов, которые существенно превышают уровень окружающей интенсивности, то свертка этой ФРТ с распределением интенсивности, соответствующим объекту малой угловой протяженности, может дать ряд отдельных изображений этого объекта по одному от каждого максимума спекл-структуры, наложенных на основной фон. Путем смещения изображения до совпадения этих подызображений получают изображение первоначального объекта, искаженное средней спекл-структурой. Затем то же самое производят с изображением точечного источника и получают распределение интенсивности, отвечающее средней спекл-структуре. Далее путем численного решения интегрального уравнения свертки устраняют влияние средней спекл-структуры и получают улучшенное изображение нужного (протяженного) объекта. [c.428]

Физика частиц, исследуя явления микромира, выявляет наиболее общие, глобальные нринцины и законы, но которым построен наш мир. Поэтому вполне естественным стало взаимопроникновение физики частиц с космологией, наукой о развитии Вселенной как целого, и астрофизикой, изучающей физические процессы в астрономических объектах. Исследование явлений, происходящих в предельно малых областях пространства, оказалось необходимым для понимания процессов космического масштаба. В то же время космология и астрофизика дают физике частиц ценнейшую информацию, которая не может (и не сможет) быть получена с помощью самых больших ускорителей, позволяют проверять теоретические модели и ставят задачи перед экспериментаторами. [c.216]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...