Астрономический календарь. Постоянная часть (1981) (1246623), страница 51
Текст из файла (страница 51)
) ) ) ) ) ) Телескоп, в состав которого входит один из описанных типов окуляров, создает перевернутые изображения. Существуют также более сложные окуляриые устройства, так называемые земные окуляры, которые дают прямые изображения. Однако они для астрономических наблю. дений невыгодны, так как у них большая потеря света и малое поле зрения. й 7.
Проиицающая сила телескопа и светосила Проницаю)цал сила телескопа характеризуется предельной звездной величиной (и) самой слабой звезды, которую при наилучших атмосферных условиях можно в него увидеть при визуальных наблюдениях. Ее можно приближенно определить по формуле .Рис. )оа. Рааличиые виды окуляров: л) Рамсдеиа. е) Кслльиерв, а) симметрич иыя, а) ортоскоиическия, Е) Гюятеиса, а) Миттеи. икая. т = 2,5+ 5!я Р, где Р— диаметр объектива, выраженный в миллиметрах. Отсюда для 100-миллиметрового телескопа проницающая сила равна 12,5 зв.
вел., а для 200-миллиметрового— 14,0 зв. вел. Надо заметить, что просветление оптики несколько повышает проницающую силу телескопа. При получении фотографических снимков большую роль играет и другая характеристика объектива — его свеи)осила. Прежде всего объектив характеризуется его относительным отверстием, которое определяется как отношение диаметра объектива к его главному фокусному расстоянию: А = Р/Р. Освещенность фотографической пластинки, расположенной в главной фокальной плоскости объектива, пропорциональна А', величину А' называют геометрической светосилои. Поэтому объективы, обладающие большим относительным отверстием, т. е.
большей светосилой, выгоднее, если мы хотим получать снимки слабо светящихся поверхностей или объектов. Однако у таких объективов меньший масштаб изображения, В наиболее трудном положении находятся наблюдатели метеоров, применяющие фотографический способ наблюдений. С одной стороны, им надо для получения снимков возможно более слабых метеоров использовать объективы с относительным отверстием А порядка 1: 1 или 1: 2. С другой стороны, для выполнения более точных измерений координат или получения возможно большей дисперсии спектра метеора им надо иметь возможно больший масштаб, т. е. большое фокусное расстояние. К тому же объектив должен создавать возможно более четкие изображения на большом поле зрения, т.
е. иметь большую разрешающую способность. Следовательно, при выборе объектива для метеорных наблюдений к нему приходится предъявлять очень высокие требования. В заключение рассмотрим вопрос о разрешающей силе телескопа, используемого для визуальных наблюдений. Разрешающей силой телескопа называется минимальное угловое расстояние двух точечных источников света (звезд), которые видны в телескоп раздельно. Разрешающая сила вычисляется по формуле Я= —, где Р— диаметр объектива, выраженный в миллиметрах.
Таким образом, телескоп с отверстием 100 мм теоретически позволяет разделить двойную звезду с угловым расстоянием 1",2. Предел разрешающей силе ставит явление дифракции света. а) Рис. !бь. зли с д бра ини света на изображении звезд: а) дибраккнониое нзобр». жение звезды; б) распределение интенсивности света в дибракдионном изображении звезды. Если посмотреть на изображение звезды при большом увеличении, то нетрудно убедиться, что оно не точечное, а имеет вид диска, окруженного концентрическими колыгами (рис. 105, а). Настоящее изображение звезды„если бы мы могли его получить, глубоко «потонуло» бы внутри дифракционного диска, составив его малую часть. 9 дст1ономисескнй календарь 257 Вызвано это волновой природой света. Объектив «вырезает» из волнового фронта некоторую часть, ограниченную краями его оправы. На краях объектива создается сложная картина колебаний световых волн, что и дает в фокусе дифракционную картину— диск определенного размера, окруженный кольцами.
Распреде. ление интенсивности света в такой картине изображено на рис. 105, б. Размеры дифракционного диска пропорциональны длине волны и обратно пропорциональны диаметру объектива. Это явление ставит непреодолимый предел для разрешающей силы телескопа. Для повышения разрешающей способности приходится увеличивать размеры объективов или зеркал рефлекторов, так как дифракция света характерна и для последних. й 8. Недостатки оптических систем Одним из самых существенных недостатков рефрактора является описанная выше хроматическая аберрация.
Вторым недостатком как линзового, так и зеркального телескопов является сферическая аберрация. Объектив собирает пучок параллельных лучей не строго в одной точке. Края обьектива создают изображение, расположенное ближе к объективу, а центральные части объектива образуют изображение более удаленное от него. Это явление называется продольной сферической аберрацией. Наименьший диаметр изображения точечного источника света называется поперечной сферической аберрацией.
Сферическую аберрацию стремятся уменьшить соответствующими расчетами поверхностей. Однако полностью ее устранить не удается. Ее влияние можно уменьшить, диафрагмируя объектив, но это уменьшает светосилу и проницающую способность.
По этому пути можно пойти только при наблюдениях Солнца и Луны. При астрономических наблюдениях, особенно фотографических, приходится использовать не только центральные части поля зрения, но и краевые. В этом случае мы сталкиваемся с влиянием аберрации лучей, проходящих через объектив по направлениям, составляющим иногда значительные углы с главной оптической осью. Разделим объектив условно на ряд кольцевых зон; на рис. 106 эти зоны обозначены АА, ВВ и С. Пропустим через объектив пучок параллельных лучей, составляющих некоторый угол с главной оптической осью 00'. Краевая кольцевая зона АА создаст изображение, наиболее удаленное от оптической оси. Зона ВВ создаст изображение более близкое, а зона С вЂ” самое близкое.
Так как мы устанавливаем фотографическую пластинку в главной фокальной плоскости, т. е. перпендикулярно к 00' на расстоянии Р' от объектива, то изображение звезды будет иметь вид вытянутой, напоминающей каплю, фигуры, какая изображена в правой части рнс. 106. В зависимости от свойств объектива «капля» может 2% быть обращена острием к центру поля зрения, или от него. Это явление называется нблвй. Объективы, у которых устранено явление комы, называются анеанатами. Для наклонных пучков лучей существенна еща одна аберрация, которая называется астигматизмом. Она возникает по следующей причине.
Если рассматривать различные сечения наклонного пучка, то оказывается, что расстояние точки схождения лучей в плоскости Рнс. 106. К объясненно явлення ноны. сечения от объектива, т. е. фокусное расстояние, зависит от ориентировки в пространстве этой плоскости или от ориентировки сечения объектива этой плоскостью. Сечение объектива в направлении наклона пучка лучей носит название мгридионального, сечение же в перпендикулярном направлении — сагиттального (рис. 107), Фокусное расстояние для меридианальных лучей не совпадает с фокусным расстоянием для лучей сагиттальных, что и приводит к 1 астигматизму. В результате изображения на краях плас- Кри17иененнее тикки вытягиваются.
Звезды сечение г выходят иногда в виде крес- г тиков или «гвоздиков». г Если влияние астигматизма устранено (или ослаблено), и то такой объектив называется анастигматом. йтеимемеьнее Кома и астигматизм осо- сечение бЕННОПрОяВЛяЮтСя у Шнрп- Рнс.10ЬКобъяснениюянленннастнтматаама. коугольных фотографических объективов. Объективы же визуальных рефракторов подвержены главным образом влиянию сферической и остаточной хроматической аберраций. Фотографический объектив обладает еще одним недостатком.
Фотографируя тот или иной предмет, мы хотим иметь его подоб- ав 259 яое изображение. Однако это не получается. Если бы изображение было в точности подобно оригиналу, то мы сказали бы, что оно ортосколично. Любая оптическая система не удовлетворяет условию ортоскопичностн. В этом легко убедиться на следующем примере. Нарисуем на экране прямоугольную сетку и получим ее снимок. й4ы увидим, что изображение может иметь один из двух видов, показанных на рис. 108. Подобное этому искажение масштаба изображений называется дисторсией. Дисторсия обязательно должна быть исследована и в результате измерения координат надо вносить соответствующие поправки. Рассмотрим теперь вопрос о разрешающей силе фотографического объектива. Для этого возьмем так называемый тест-объект— стеклянную пластинку, на которой нанесены темные полосы на светлом фоне по определенной системе, с различным количеством полос в квадратном сантиметре, т.
е. с различной плотностью нанесения. Освещая тест-объект, мы можем рассмати . ш«, д р,«»««,„»» ривать его изображение. После по- лучения снимка тест-объекта рассматриваем изображения этих «марок», полученные в различных местах поля зрения. Так можно установить, в какой из марок линии видны раздельно, а в какой они вследствие влияния аберраций сливаются. Это дает возможность определить разрешающую силу объектива. Если, например, указано, что в центре поля зрения разрешающая способность равна 25 линий на миллиметр, то это означает, что все аберрации, действуя совместно, позволят увидеть раздельно две линии, находящиеся друг от друга на расстоянии 0,04 мм.
Чем больше «линий на миллиметр», тем выше разрешающая способность объектива. При получении снимков разрешающая способность объектива еще ничего не говорит о качестве снимка, и вот почему. Эмульсия фотографической пластинки имеет зернистое строение. При получении звездных и метеорных снимков употребляют высокочувствительные эмульсии пластинок или пленок, а они крупнозернистые. Это ухудшает совместную разрешающую способность снимка.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
