Заказнов Н.П., Кирюшин С.И., Кузичев В.И. - Теория оптических систем (1060803), страница 39
Текст из файла (страница 39)
Чем дальше от оси находится предметная внеосевая точка, тем больше угол а наклона приходящего пучка лучей. Чтобы глаз наблюдателя мог рассматривать без напряжений изображение, образованное телескопической системой, выходящие из оптической системы пучки лучей должны быть также параллельными. Выходящие нз телескопической системы пучки лучей от внеосевых точек будут наклонены к осн на угол в'. Таким образом, у телескопической системы фокусы расположены в бесконечности, фокусные расстояния равны бесконечности, а оптическая сила равна нулю.
Поэтому телескопические системы называют афокальными. Схема телескопической системы состоит, как миннйум, нэ двух компонентов, каждый нэ которых может быть оптической поверхностью (рис. 166) (см. также рнс. 44) нли представлять собой сложную комбинацию оптических деталей (рис. 167). Первый компонент, обращенный к рассматриваемым объектам, называется обэеюппвом, а второй, обращенный к глазу наблюдателя,— окуляром.
Объектив и окуляр телескопической системы соединяются таким образом, чтобы задний фокус г"; объектива совпадал с передним фокусом Р, окуляра, что непосредственно следует из фор- 205 Рис. !66. Наипростейшие схемы телескопической системы мулы двухкомпонентной системы, находящейся в однородной среде и имеющей оптическую силу, равную нулю, т. е. Ф = Ф, + Ф, — Фее = О, откуда следует, что расстояние с! между главными плоскостями объектива н окуляра равно сумме их фокусных расстояний, 11 + 12" 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 и 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 их создателей. Основными оптическими характеристиками телескопической системы являются видимое увеличение Г„ угловое поле 2то и диаметр выходного зрачка О'.
Важными характеристиками служат угловой предел разрешения тр, определяющий разрешающую способность, длина системы по оптической оси 1., положение входного зп и выходного зр зрачков. Он т Рис. 167. Схема телескопическаа системы Рне. 168. Схемы арнтельноа трубы: а — Каплера", б Галалеа Видимое увеличение Г телескопической системы равно ее УгловомУ Увеличению уе: Г = Цпа/1К «е =7,.
(334) Из рнс. 167 следует (335) Га = у1/ах Г, = О/О'. (336) Знак виднмога увеличения говорит об образовании телескопической системой прямого (Г, ) 0) нли перевернутого (Г, а 0) изображения. В формуле (336» необходимо учитывать этот знак, В идеальной телескопической системе луч, параллельный оптической оси и входящий в систему на высоте, например О/2, всегда будет выходить параллельно оси на высоте О'/2. Естественно, что для телескопической системы сохраняются известные соотношениЯ междУ УвеличениЯми. Но так как уе = Г„то 11 = п/(а'Г,); а = и/(и'Г',). (337) В телескопической системе линейное р и продольное а увеличения постоянны, однако перспектива при наблюдении в нее искажается.
По размеру изображения предметы кажутся увеличенными в Г, раз, так как они наблюдаются под углом па', который больше па 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 2п» телескопической системы зависит от углового поля 2ы' окуляра и видимого увеличения: 1я па = 1я па'/Г,.
Угловое поле окуляра меняется в сравнительно небольших пределах 50 ... 70' (сейчас имеются окуляры с 2е»' = 100'). Видимое увеличение большинства телескопических систем не превышает 10 ... 30", поэтому угловое поле телескопических систем (она же — угловое поле объектива) не превышает !О'. Угловое поле ограничивается размерами полевой диафрагмы Опд, уста. навливаемой в плоскости промежуточного изображения: 1К ы = — Опд/(2/1) (338) где Опд = 2/х 1д гр'. Диаметр выходного зрачка телескопической системы опреде- ляет количество световой энергии, выходящей из прибора, т. е. является основным параметром оценки его светосилы Н = Е(7..
На основании формулы (225) светосила совместно с глазом (а)'.а, .а; Е'гл) Н =а0', где и = (п'/п)' тп/(4(;,), нли Н =д(В~Г,)' Если диаметр зрачка глаза меньше диаметра выходного зрачка телескопической системы, то Н = й0„',. В этом 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 изображения в вооруженном глазу будет меньше в сравнении с таковой в невооруженном глазу. Поэтому 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 — б ...
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 лнннямн) на предмете, образованном лучами, проведенными нз центра входного зрачка в этн 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 н геодезических приборов— по формуле $ = 120/(1. (339) Для объективов, действующих в инфракрасном диапазоне при средней длине волны в 1,1 мкм, угловой предел разрешения, определяемый по формуле ф = 1,22И), будет фь, = 280'/О.
Таким образом, угловой предел разрешения объектива телескопической 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 при наблюдении глазом будет ограничиваться разрешающей способностью глаза, которая, как известно, определяется угловым пределом разрешения нормального глаза (см.
гл. Х1) ф, = 00'. 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 Г,..
- 0,50, (34! ) откуда следует, что прн повышении видимого увеличения больше полезного при постоянном диаметре входного зрачка 0 разрешающая способность телескопической системы не растет. Формула (339) позволяет определить диаметр зрачка глаза, соответствующий наилучшему разрешению: В„„= 2,0 ...
2,3 мм. Формула (341) 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: 0,20~ Г . ~~ 0,75Р. !4 зававафа н. п. 73.
Осиовнме сведения об объективах и окулярах телескопических систем 1:4 1:5 1ЭО ЗОО 1гл 1:З 1:12 ЭОО НЮО 1ООО 1:К /', мм Если в зрительной трубе аберрации окуляра или 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 акрон впереди» и до 16' — при эфлинт впереди». Вторичный спектр двухлинзовых ахроматов составляет примерно 1/(20007'), поэтому при больших видимых увеличениях (Г,)~ 10") в длиннофокусных объективах зта аберрация вызывает заметное ухудшение качества изображения и требует применения объективов-апохроматов. 21О Основными характеристиками объективов телескопических систем являются фокусное расстояние ~', относительное от- ~ верстие О//' и угловое поле 2в. Как отмечено в п. 71, угловые поля объективов большинства телескопических и особенно визуальных систем ограничиваются значениями 6 ...
1О'. При таких угловых полях аберрации узких наклонных пучков лучей (астнгматизм, кривизну, дисторсию) можно не исправлять. Хорошее качество изображения достигается при исправлении хроматизма, сферической аберрации и комы, что позволяет применять объективы достаточно простой конструкции. Наиболее распространенным и простым объективом телескопической системы является двухлннзовый, в котором одна из линз положительная, а вторая — отрицательная, причем линзы могут быть как склеенные, так и несклеенные.
Двухлинзовые склеенные объективы (рис. 169) применяются в двух комбинациях: «крон впереди», когда к предметам обращена положительная лииза 1, изготовленная из крона, или «флинт впереди», когда к предметам обращена отрицательная линза 2 из флинта. Кроновые стекла более устойчивы к атмосферным и механическим воздействиям.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
