5 кластер (1060956), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Принципиальная схема такой системы показана на рис. 237. При расчете оптической системы будем исходить из условия, что выбран источник излучения, имеющий энергетическую яркость Л, и площадь Яает, и приемник, имеющий интегральную чувствительность Я и йлощадь Я,р. Приемник должен иметь минимальную реакцию 1 „. Задавшись коэффициентом пропускания оптической системы т, „определим апертурный угол в пространстве предметов по формуле (427): з1п оа = т' (ааа/(та. еп7 АыетВ)' (443) При малом расстоянии между источником и оптической системой т, = 1. Светофильтр в системе не используется. Формула (443) справедлива при условии, что оптическая система свободна от виньетирования, а изображение источника вписывается в светочувствительную поверхность приемника.
Последнее обеспечивается соответСтвующим выбором линейного увеличения. Если, например, источник имеет форму прямоугольника размером Ь 7Сс, а светочувствительная поверхность приемника круглая, то оптическая система должна иметь линейное увеличение (444) где 0 — диаметр светочувстви- ~ в' тельной поверхности приемника. ФМ' Знак минус в формуле (444) озна- 2м 2 чает, что изображение источника обратное. Если задано расстояние между источником и приемником Ь, то согласно (43) †(45) получим значения ~', и и п'. В первоначальном ркс. взв.
схема ооткеескоя фото- варианте расчета можно считать экектРкческоа скстемм; ксточккк з оптическую систему бесконечно тонкой, т. е. бнн = О. Обычно входной зрачок оптической системы совпадает с первой поверхностью. Тогда для бесконечно тонкой системы а = р, следовательно, диаметр входного зрачка определяется по формуле (428): 0 = 2а (И ад. Конструкция оптической системы зависит от угла 2ад.
Если 2ад ~( 30', то можно использовать однолинзовую си иу; для 2ад ~< 60' применяют двухлинзовую, а для 2ад <.. 9О трех- линзовую систему. Выбрав конструкцию системы, уточн 1т ее коэффициент пропускания т,. „а также длину отрезков а на. Однокомпанентная система; источник излучения расположен в бесконечности. В этом случае светочувствительная поверхность приемника устанавливается в задней фокальной плоскости оптической системы (рис. 238). Если максимальный угловой размер источника относительно передней главной тонки равен 2м, то размер ега изображения в задней фокальнай плоскости 0;, ° = = 2/' (й м и это изображение должно вписываться в светочувствительную поверхность приемника, т. е.
0"„, а, 0,р, где 0,р — диаметр светочувствительной поверхности приемника. Следовательно, фокусное расстояние системы должно быть г' = 0ор/(2 (й м). Если изображение источника значительна меньше светочувствительной поверхности приемника, то приемник следует сместить относительно фокальной плоскости. Выбрав источник н приемник излучения, по формуле (427) можно вычислить синус апертурного угла в пространстве предметов, а по формуле (428) — диаметр входного зрачка оптической системы.
Учитывая, что ~ р ~,р 0 (источник излучения расположен в бесконечности), можно принять з1п а„= таад. Поэтому 0 = 2р згп ад — — 2р ~(,меЦсетсфто. спЬАксе8) (446) Размеры бесконечно удаленного источника характеризуют его угловой величиной 2е. Если считать, что источник имеет круглую форму, а 2м — его размер в радианах, то площадь этого источника ()ко, креме. Подставив значение Я„ое в формулу (445), яае 307 получим выражение для вычисления диаметра входного зрачка оптической системы: 17 = — „, у 1п ь /(татоэто. с(-еЗ).
2 (446) Оптическая фотоэлектрическая система для регистрации излучения звезд. Широкое развитие космических исследований за последние десятилетия привело к созданию различных фотоэлектрических систем, предназначенных для регистрации излучения звезд. При расчете таких систем необходимо учитывать специфияу фотометрическнх единиц, принятых в астрономии и астрофизике и основанных на понятии звездной величины ш. По отношению к поверхности Земли звезда является идеально точечным источником, ноторый можно характеризовать освещенностью, создаваемой звездой на поверхности Земли или у границы земной атмосферы.
Звездная величина ги является мерой, определяющей блеск звезды, т. е. создаваемую ею освещенность на плоскости, перпендикулярной к падающим лучам. Шкала звездных величин устанавливается формулой т = — 2,5 1я Š— 13,89, (447) где Š— освещенность от звезды у границы земной атмосферы, лк. Согласно формуле (447) звезда первой величины создает освещенность Е, = 1,11 10 ' лк, второй — Е, = 1,1! 10 з лк и т. д. Формулой (447) можно пользоваться и для характеристики излучения источников конечных размеров, например Луны, Солнца и других земных источников. Так, во время полнолуния Луна создает на поверхности Земли освещенность около 0,2 лк, что соответствует звездной величине т = — 12,55. При расчете фотоэлектрических систем для регистрации излучения звезд возникает необходимость перехода от световых величин, устанавливаемых формулой (447), к энергетическим.
Звезды излучают, нак черное тело, но температура нх различна. Все они разбиты на спектральные классы, обозначенные прописными буквами латинского алфавита. Переход от блеска звезды (освещенности, измеренной в люксах) к энергетической освещенности, измеряемой в ваттах на квадратный метр, выполняется через световую эффективность, измеряемую в люменах на ватт (лм Вт-'): К = Ф/Ф, ЦЕ,. (448) Звезда спектрального класса А с температурой поверхности Т = = 10 000 К имеет световую эффективпость К = 61,35 лм.Вт-'. Очевидно, максимальное значение световой эффективности будет у звезды спектрального класса б с температурой поверхности 6000 К, как у Солнца, световая эффективность которого К = 84,18 лм Вт-'. Принципиальная схема оптической фотоэлектрической системы для регистрации излучения звезд показана иа рис.
239. Если 308 известна звездная величина т, то и нл' по формуле (447) можно найти освещенность Е, создаваемую звез- г дой у границы земной атмосферы. П Зная спектральный класс звезды, 'с~ по формуле (448) определяем энер- Ю гетнческую освещенность у гра- Р' ннцы земной атмосферы: Е, = ~/К. Пусть оптическая фотоэлектрн- злеитричесиса системы дли ресическая система с диаметром вход- етрадии излусеиии звезд ного зрачка О расположена на поверхности Земли. Тогда с учетом коэффнцнента пропускання атмосферы т, определим поток излучения, поступающий от звезды во входной зрачок системы: Ф, = таЕрЛР14. Изображение звезды будет получаться в задней фокальной плоскости оптической системы, н в случае хорошо коррнгнрованной системы оно будет представлять собой дяфракцнонное нзображение точки.
Поэтому для использовании большей части светочувствительной поверхности приемника его располагают на некотором расстоянии за задней фокальной плоскостью. Получаемое пря этом световое пятно должно быть не больше светочувствительной поверхности приемника.
В некоторых случаях смещение приемника относительно заднего фокуса обусловлено необходимостью установки в задней фокальной плоскости анализирующего устройства. Если т,, — коэффициент пропускания оптической системы, включая анализатор, то на светочувствительную поверхность приемника будет поступать поток излучения Фс = Фст . с =- тат,. сЕспО"(4. (449) Если интегральная чувствительность приемника Б, то реакция приемника (м3а = ФсБ = тате. сЕ,Бп1У(4.
Таким образом, для регистрации излучения звезды заданной звездной величины т прн выбранном приемнике необходимо иметь оптическую систему с диаметром входного зрачка 0 = 2 ~/( и!(т т . спЕ,Б)» (450) Фокусное расстояние оптической системы не влияет на размер изображения звезды, поэтому при его выборе следует иметь в виду значение относительного отверстия О/~'. Двухкомпонентная снстема. Принципиальная схема такой системы, состоящей нз тонких компонентов, показана на рис.
240. Одним нз возможных вариантов системы является установка источника излучения в передней фокальной плоскости первого компонента, а светочувствительной поверхности приемника — в задней фокальной плоскости второго компонента. 309 Ркс. 240. Схема квухкомпокевт. кой опткческой фотоакектркче. ской свстемм В этом случае линейное увеличение системы, определяемое по формуле (451) выбирают так, чтобы изображение источника вписывалось в светочувствительную поверхность приемника. Поэтому, если выбраны источник и приемник излучения, то можно определить линейное увеличение двухкомпонентной системы.
например по формуле (444). Тогда, задавшись значением фокусного расстояния первого компонента, по формуле (451) вычисляют фокусное расстояние второго компонента. Синус апертурного угла в пространстве предметов находят по формуле (443): Ф где т,„, — коэффициент пропускания двухкомпонеитной оптической системы. Диаметр первого компонента 01 = 211 15 а„. Диаметр второго компонента определяют из условия отсутствия виньетирования для точки источника, наиболее удаленной от оптической оси. Если, например, источник излучения имеет форму прямоугольника размером' Ь хс, то максимальный угол наклона пучка параллельных лучей, вышедших из первого компонента, рассчитывают по формуле (я то = -17- ~~У+с~ Тогда при выбранном расстоянии с( между компонентами вычисляют необходимый диаметр второго компонент»: Оа = О, + 2П 1а оа. (452) При значительных расстояниях между компонентами диаметр второго компонента, найденный по формуле (452), может иметь настолько большое значение, что его реализация принципиально невозможна.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
