телескопе (Раздаточные материалы)

Рис. ! 66. Наиоростеаане схемы тялескопнческоа системы мулы двухкомпонентной системы, находящейся в однородной среде и имеющей оптичесную силу, равную нулю, т, е. Ф = Фх + Фа — Ф1ФФ = 0 откуда следует, что расстояние б между главными плоскостями объектива и окуляра равно сумме их фокусных расстояний, м=~! 1 т2. Объектив телескопической системы образует действительное перевернутое изображение предмета в своей задней фокальной плоскости и поэтому является положительным компонентом, а окуляр, подобно лупе, позволяет рассматривать это изображение в увеличенном виде.

Окуляр может быть как положительным, так н отрицательным. Телескопическую систему, состоящую из положительных объектива и окуляра, называют зрительной трубой Кеплера (рис. 168), а состоящую из положительного объектива и отрицательного окуляра — зрительной трубой Галилея, отдавая дань именам нх создателей. Основными оптическими характеристиками телескопической системы являются видимое увеличение Г„ угловое поле 2от и диаметр выходного зрачка В'.

Важными характеристиками служат угловой предел разрешения тр, определяющий разрешающую способность, длина системы по оптической оси Ь, положение входного зи и выходного зр ° зрачков. ал и' Рис. 167. Схема телескопической системы Рне, 168. Схемы арительноа трубы: а — Келлера; Е Галалаа Видимое увеличение Гт телескопической системы равно ее угловому увеличению у,: Г = 16оа'/1И оа =ут.

(334) Из рис. 167 следует - (336) Га Ы12 Г, = 17/И. (336) Знак видимого увеличения говорит об образовании телескопической системой прямого (Г, ) 0) илн перевернутого (Г, с; 0) изображения. В формуле (336) необходимо учитывать этот знак. В идеальной телескопической системе луч, параллельный оптической оси и входящий в систему на высоте, например (7/2, всегда будет выходить параллельно осн на высоте .0'/2. Естественно, что для телескопической системы сохраняются известные соотношения между увеличениями. Но так как 7 = Г„то р = и/(и'Г,); а = п~(п'Г',).

(337) В телескопической системе линейное () и продольное сс увеличения постоянны, однако перспектива прн наблюдении в нее искажается. Па размеру изображения предметы кажутся увеличенными в Г раз, так как они наблюдаются под углом о»', который больше о» примерно в Г, раз. А вдоль оптической оси происходит „сжатие'* пространства изображений, так как расстояния вдоль оси обратно пропорциональны квадрату видимого увеличения. Поэтому все предметы кажутся приближенными к наблюдателю, а само пространство изображений — сжатым в направлении линии наблюдения. Угловое поле 2от телескопической системы зависит от углового поля 2оа' окуляра и видимого увеличения: 1я оа = 1я от'/Гт.

Угловое поле окуляра меняется в сравнительно небольших пределах 60 ... 70' (сейчас имеются окуляры с 2еа' = 100'). Видимое увеличение большинства телескопических систем не превышает 1О ... 30н, поэтому угловое поле телескопических систем (оно же — угловое поле объектива) не превышает 1О'. Угловое поле ограничивается размерами полевой диафрагмы 17пд, устанавливаемой в плоскости промежуточного изображения: 1К ае = — а)пд/(2)1), (338) где ()пд = 25 1д тр'.

Диаметр выходного зрачка телескопической системы опреде- ляет количество световой ввергни, выходящей из прибора, т. е. является основным параметром оценки его светосилы Н = Е1Ь. На основании формулы (225) светосила совместно с глазом (О' я, 4 0~л) Н =й0', где й = (л'!л)' тпl(4(;,), нли Н =д()ИГ,) Если диаметр зрачка глаза меньше диаметра выходного зрачка телескопической системы, то Н = й0'„,. В атом случае субъективная яркость наблюдаемых изображений предметов конечных размеров будет отличаться от субъективной яркости изображений в невооруженном глазу на коэффициент потерь света в приборе. Если диаметр зрачка глаза больше диаметра выходного зрачка телескопической системы, то субъективная яркость нзображення в вооруженном глазу будет меньше в сравнении с таковой в невооруженном глазу.

Позтому при наблюдении зрачок глаза совмещается с выходным зрачком системы и между ними желательно иметь полное совпадение не только по положению, но и по диаметру. Видимое увеличение телескопической системы, при котором диаметр выходного зрачка равен диаметру зрачка глаза наблюдателя, называется нормальным увеличением Г, Такое увеличение обычно имеют зрительные трубы, предназначенные для использования прн плохих условиях освещения предметов.

Выходным зрачком телескопической системы является изображение входного зрачка. Выходной зрачок характеризуется не только диаметром, но н расстоянием от последней поверхностн— удалением выходного зрачка зр . Входным зрачком часто служит оправа самого объектива, которая является апертурной диафрагмой. Телескопические системы, предназначенные для наблюдения в дневное время, должны иметь выходные зрачки 2 ... 5 мм, а в сумеречное время — 5 ... 7 мм. 72.

Разрешающая способность телескопической системы. Разрешающей способностью телескопической системы называется способность системы раздельно изображать две точки. Разрешающую способность телескопических систем оценивают для пространства предметов по угловому пределу разрешения ф, который определяется наименьшим углом между разрешаемыми точкамн (нлн линнямн) на предмете, образованном лучамн, проведенными нз центра входного зрачка в зтн точки. Разрешающая способность телескопической системы зависит от разрешающей зов способности объектива.

Если аберрации объектива исправлены или весьма малы, то предел разрешения определяется дифракцией. Угловой предел разрешения в этом случае рассчитывают по формуле (291) ф 140'/О, а для объективов астрономических и геодезических приборов— по формуле ф = 120'/О.

(339) Для объективов, действующих в инфракрасном диапазоне при средней длине волны в 1,1 мкм, угловой предел разрешения, определяемый по формуле $ = 1,221/О, будет фь, — — 280'/О. Таким образом, угловой предел разрешения объектива телескопкческой системы зависит от диаметра входного зрачка. Например, для шестиметрового зеркала БТА, установленного на Зеленчукской обсерватории, теоретический угловой предел разрешения в видимой области равен 0,02'. Разрешающая способность телескопической системы нри наблюдении глазом будет ограничиваться разрешающей способностью глаза, которая, как известно, определяется угловым пределом разрешения нормального глаза (см. гл. Х1) ф„, = б0'. Между угловыми пределами разрешения телескопической системы в пространстве предметов ф и в пространстве изображений ф' существует следующая связь: ф' = фГ,.

Чтобы глаз мог полностью использовать разрешающую способность объектива телескопической системы, ее видимое увеличение, называемое в этом случае полезным, должно быть равно: Г,. = 60 /ф. (340) Сравнивая формулы (339) и (340), получаем Гг. ч = 0.5О, (341) откуда следует, что при повышении видимого увеличения больше полезного при постоянном диаметре входного зрачка О разрешающая способность телескопической системы не растет, Формула (339) позволяет определить диаметр зрачка глаза, соответствующий наилучшему разрешению: О,„= 2,0 ...

2,3 мм. Формула (34!) не является универсальной, так как, с одной стороны, имеются наблюдатели с повышенной остротой зрения и угловым пределом разрешения 30', а с другой стороны, астрономические и геодезические приборы имеют выходной зрачок 1 мм. В этом случае угловой предел разрешения глаза снижается до 90'. Таким образом, полезное увеличение может иметь значение в следующих пределах: 0.2О 4, Гт. а ~ 0*75О.

!4 зааавиав н, и. 73, Основные сведении об объективах и окулярах телескопических систем 1:4 1:5 160 300 1:6 1:8 1:13 600 1000 1000 1:Д 1', мм Если в зрительной трубе аберрации окуляра нли других компонентов частично компенсируют аберрации объектива, то характеристики объектива могут быть увеличены по относительному отверстию до 1: 2 и по угловому полю до 8... 11 при конструкции «крон впереди» и до 1à — при «флинт впереди». Вторичный спектр двухлинзовых ахроматов составляет примерно 1/(2000~'), поэтому прн больших видимых увеличениях (Г,)~ 1Оя) в длиннофокусных объективах эта аберрация вызывает заметное ухудшение качества изображения и требует применения объективов-апохроматов. а10 Основными характеристиками объективов телескопических систем являются фокусное расстояние 1', относительное от- ~ верстие 0~~' и угловое поле 2в.

Как отмечено в п.,71, угловые поля объективов большинства телескопических и особенно визуальных систем ограничиваются значениями 6 ... 10 . При таких угловых полях аберрации узких наклонных пучков лучей (астигматизм, кривизну, дисторсню) можно не исправлять. Хорошее качество изображения достигается прн исправлении хроматизма, сферической аберрации и комы, что позволяет применять объективы достаточно простой конструкции.

Наиболее распространенным н простым объективом телескопической системы является двухлинзовый, в котором одна нз линз положительная, а вторая — отрицательная, причем линзы могут быть как склеенные, так и несклеенные. Двухлинэовые склеенные объективы (рис. 169) применяются в двух комбинациях: «крон впереди», когда к предметам обращена положительная линза 1, изготовленная из крона, или «флинт впереди», когда к предметам обращена отрицательная линза 2 из флинта.