Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 49
Текст из файла (страница 49)
пам разрешения до 0",001 и выше! С 1976 г. в Специальной астрофизической обсерватории АН СССР (станица Зеленчукская) начал работу уникальный радиотелескоп Академии наук с диаметром кольца антенн 600 метров (РАТАН-600). Кольцо состоит из 895 отдельных прямоугольных плоских металлических зеркал с размерами 2 х 7,5 и', отражающих принимаемое излучение либо непосредственно„ либо через дополнительный отражатель в одну точку, где расположен облучатель.
Сигналы, отраженные всеми работающими зеркалами, приводятся к одной фазе (такая антенна называется синфазной). Изменяя наклон зеркал, антенну можно подогнать под то нли иное сечение некоторого параболоида, параметры которого меняются в зависимости от доли использованной части кольца и положения облучателя. Поэтому РАТАН-600 является антенной переменного профиля. Область вблизи зенита можно наблюдать, используя все кольцо. Тогда во всех направлениях диаграмма получается узкой («карандашная») как у параболоида с диаметром 600 метров. При использовании части кольца получается соответствую. щая «ножевая» диаграмма, позволяющая наблюдать прохождение исследуемого источника через нее.
245 Главными параметрами, измеряемыми радиотелескопом, являются Є— спектральная плотность потока энергии от источника (измеряемая полной мощностью от источника в ваттах, падающей на ! кв. м поверхности в точке наблюдения при полосе приемника ! Гц), и 1„ — интенсивность, характеризующая распределение радиояркости по источнику (размерность Вт/м' Гц ср, т. е. поток излучения, приходящий из единицы телесного угла). Поглощенная антенной мощность Р„„определяется как где Л~ — интервал принимаемых частот; при этом предполагается, что телесный угол, под которым виден источник !1, меньше телесного угла главного лепестка антенны (), = У/А«.
Если угловые размеры источника (! больше ширины главного лепестка антенны ()„, то Р„,„, =1 Я,А~А» = 1 УЛ». Чувствительность радиотелескопа определяется минимальным значением величины Р„ которое может быть зарегистрировано. Ее можно оценить по формуле ЬР А«р а»« в которой т — постоянная времени регистрирующего прибора, /« — постоянная Больцмана, Т вЂ” «температура шумов», характеризующая шумы приемника, мощность которых равна Р„= лТ 1»». При Т = 900 К Л» = ! МГц и т = !00 с радиотелескоп с антенной в виде параболоида диаметром 20 м (А, = !50 м') может зарегистрировать поток радиоизлучения 2 (О м Вт/м'Гц.
Эта чувствительность достигается на пределе возможностей обычных приемников супергегеродинного типа. Однако приемники прямого усиления с лампами бегущей волны, а также молекулярные и параметрические усилители позволяют снизить ЬР„. Наряду о непосредственной задачей радиоастрономии — измерением мощности космического радиоизлучения — важную роль играет применение методов радиолокации, В начале развития радиоастрономии оно ограничивалось наблюдением сигналов, отраженных от метеоров.
Удалось получить отраженные сигналы от Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера и даже Солнца. Анализ отраженных сигналов позволяет уточнить расстояния, скорость вращения планет вокруг осн и некоторые свойства поверхности, как, например, в случае Луны, а также исследовать движение и физические параметры вещества на Солнце. Глава Л/ АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ИНСТРУМЕНТЫ И РАБОТА О НИМИ й 1. Некоторые сведения нз геометрической оптики Рассмотрим двояковыпуклую линзу, обе поверхности которой являются сферическими.
Прямая, на которой лежат центры кривизны этих сфер, являющаяся осью аимметрни линзы, называется главной оптической осью. Перпендикулярная ей плоскость симметрии линзы делит пространство иа две части. Та из них, в которой расположен объект, называется пространством предметов, Рло. 96. Ход лучей в двоелоеиоуелой левее.
другая, в которой расположено изображение, — пространством изображений. В первой все отрезки считаются отрицательными, во второй — положительными. Построим ход лучей через линзу. Если направить луч АВ (рие. 98) из пространства предметов Т параллельно главной оптической оси 00', то после преломления он пойдет по направлению А'В' в пространстве изображений П и пересечет ось 00" в точке )о". Здесь же соберутся (если пренебречь сферической абер- 247 рацией) и другие лучи, входящие в параллельный пучок, заданный направлением АВ. Точка Е' называется задним главным фокусом системы.
Направим теперь луч СР, параллельный 00", из пространства изображений Н в пространство предметов 1; по выходе из линзы он пойдет по направлению С'Р* и пересечет 00' в точке Е. Сюда же соберутся и все лучи, параллельные 00'. Эта точка Е называется передним главным фокусом. Продолжим лучи АВ и А'В' до их пересечения в точке а. Проведем через точку а плоскость Н', перпендикулярную к главной оптической осн. Эта плоскость называется задней главной плоскостью. Аналогичным построением, продолжив лучи СР и С!Р' до пересечения в точке с, получим плоскость Н вЂ” переднюю главную плоскость. Таким образом, можно каждую линзу заменить двумя ее главными плоскостями.
Построим, пользуясь главными плоскостями, изображение предмета, создаваемое двояковыпуклой линзой. Пусть 00'-— главная оптическая ось, Н и Н' — главные плоскости и в точке А расположен предмет АМ так, что АМ параллельно Н и Н'. Из точки М направляем два луча: МР', параллельный 00', и МР, проходящий через передний главный фокус. Дальнейший ход лучей ясен из рис. 98. В плоскости А'М! образуется действительное перевернутое изображение предмета. Выведем формулы, связывающие величины отрезков; при этом надо обратить внимание на знаки отрезков, показанные на рис. 98. Из подобия треугольников АМЕ, ГЕР, Р'Е'Е! и Е'А'М! след) ет: у х так что х х' = 1.1'.
Далее, поскольку х = Ь вЂ” 1 и х' = Ь' — 1', имеем —, + — = 1. р ь' ь Если показатели преломления сред в пространстве предметов и изображений одинаковы, то 1' = — 1 и ! ! ! ! 1 1 — — — — или —, + — = —,. ь ь !Ы (4,)) 21З Выведенные соотношения справедливы'не только для простой линзы, но н для любой центрированной оптической системы, оптические оси всех элементов которой совпадают.
Примером такой системы могут служить, например, две линзы о фокусными расстояниями ~, и ~„удаленные друг от друга на расстояние а (й< Ц,). Ее эквивалентный фокус Е определяется формулой — = — + — — —. 1 1 1 Л (4.2) Г 1, 1, 1А' Фокусное расстояние отдельной линзы зависит от показателя преломления и стекла, из которого она изготовлена, и радиусов кривизны обеих ее поверхностей )г, и Р,." (4.З) 1 $ ) ~~ я, й 2. Рефрактор Телескоп, основанный на применении линзовой оптики, называется рефрактором, Главная его часть — объектив — составная двояковыпуклая линза, укрепленная в передней, обращенной к наблюдаемому объекту части трубы. Объектив изготовляется из хорошего оптического стекла, по возможности лишенного неоднородностей.
При расчете объектива стремятся сделать поверхности линз сферическими. Объектив создает изображение бесконечно удаленной точки, расположенной на главной оптической оси, в главном фокусе Е'. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главньья фокусным расстоянием. Изображение бесконечно удаленного предмета образуется в плоскости, перпендикулярной к главной оптической оси.
Эта плоскость проходит через точку Р' и называется главной фокальной плоскостью. Если в главной фокальной плоскости поместить фотографическую пластинку, то может быть получена фотография небесного объекта. К фотографическим объективам предъявляются особые требования (например, хорошее поле), если хотят получить снимок большой области звездного неба. Изображение, созданное объективом, рассматривается при помощи окуляра, также состоящего из комбинации линз.
Окуляры можно менять, в результате чего при одном и том же объективе меняется увеличение телескопа (см. $4). й 3. Зрачки входа и выхода Объектив состоит из линз, имеющих ограниченные поперечные размеры. Поэтому нз пучка лучей, идущих от небесного светила, объектив вырезает некоторую часть. То отверстие, которое фактически ограничивает эту часть, называется зрачком входа. Толщина линз объектива рефрактора сравнительно мала, так что можно принимать, что входной зрачок и по положению и по размерам совпадает с оправой объектива.
У фотографических же объективов это зачастую бывает не так. Чтобы найти световой пучок, фактически попадающий в объектив в этом случае, надо построить изображение апертурной диафрагмы (в фотографических объективах она обычно расположена между линзами) всей предшествующей ей частью оптической системы. Пучки лучей, поступающие в объектив наклонно к главной оптической оси, частично закрываются диафрагмой, что приводит 249 Н, Н, ау, Р Рис.
99. Ход лучей в телесиопичесиой системе, Нг Нг фуляр лучей в такой телескопической системе, где объектив заменен его главными плоскостями Н, и Н;, а окуляр — главными плоскостями Н, и Нт. Точка Р( = гт — точка совмещения заднего главного фокуса объектива и переднего главного фокуса окуляра. Из рисунка видно, что попадающий в объектив широкий пучок лучей превращается в узкий, выходящий из окуляра в глаз наблюдателя. Чтобы рассчитать положение выходного зрачка и его диаметр, надо построить его изображение, создаваемое окуляром.
На рис, 100 принято, что входной зрачок совпадает о оправой объектива; его диаметр обозначим через О. Окуляр заменен его главными плоскостями. Проводим два луча — один параллельно главной оптической оси, а другой через передний фокус окуляра. В результате мы получаем в пространстве изображений окуляра зрачок выхода, имеющий диаметр г(. 250 к ослаблению яркости изображения. Это называетая виньетированием. Оио приводит к появлению фотометрической ошибки поля, что сказывается на фотографических снимках больших областей звездного неба, полученных широкоугольиыми объективами.
Таким образом, каждый объектив должен быть исследован; должна быть определена ошибка поля в зависимости от расстояния от оптического центра снимка. Зрачком выхода называется изображение входного зрачка, создаваемое всей системой. Весь свет, вошедший в телескоп через его входной зрачок, выходит из него через зрачок выхода (если пренебречь поглощением в оптике). Рассматривая небесное светило в телескоп, мы устанавливаем окуляр в такое положение, при котором из него выходит параллельный пучок лучей. Поэтому роль телескопа сводится к превращению параллельного пучка лучей в параллельный же, но более узкий. Это имеет место в том случае, если задний главный фокус объектива совмещен в передним главным фокусом окуляра, если взять положительный окуляр (см.
й 8). На рис. 99 показан ход Из подобия треугольников, имеющих общую вершину в точке г;, находим (4 4) и' в где )з — главное фокусное расстояние объектива, а ~а — переднее главное фокусное расстояние окуляра. По этой формуле мы вычисляем диаметр выходного зрачка д. Рнс. 100. К определенны размеров н положеннв выходного зрачна. Из подобия треугольников, имеющих общую вершину в точке Г2, имеем соотношение х' и ~) з где )2 — заднее главное фокусное расстояние окуляра, а хе— расстояние от заднего главного фокуса окуляра до изображения выходного зрачка. Использовав формулу (4.4), получим К вЂ” (2 с2 /г6 22 /з Следовательно, расстояние от задней главной плоскости окуляра до изображения выходного зрачка равно ~2=е2+» =з2 з + )з / (4.6) Как найти положение выходного зрачка опытным путем? Для этого наводим телескоп, предварительно отфокусировав окуляр на наибольшую резкость изображений, на яркий фон дневного неба и помещаем за окуляром полупрозрачный экран (кусок кальки).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
