Телескопы и методы астрономических наблюдений

1. Телескопы и методы астрономических наблюдений

ТЕЛЕСКОПЫ И МЕТОДЫ
АСТРОНОМИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

2.

3. Формулы для расчёта телескопа

Сначала три основных понятия:
Апертура телескопа (D)
Фокусное расстояние телескопа (F)
Кратность телескопа (Г)
Сами формулы:
Кратность или увеличение телескопа (Г)
Г=F/f, где F - фокусное расстояние объектива, f - фокусное расстояние окуляра.
F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете
менять кратность или увеличение телескопа Г.
Максимальное увеличение (Г max)
Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива. Принято считать,
что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше
немного занизить эту величину:
Г max=1,5*D, где D - фокусное расстояние объектива.
или: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса...

4.

Светосила
Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F.
чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит для
наблюдения галактик и туманностей (например 1:5). А более
длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше
подходит для наблюдения Луны.

5.

Разрешающая способность (b)
Разрешающая способность телескопа - наименьший угол между такими
двумя близкими звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются
зрительно в одну. Проще говоря, под разрешающей способностью можно
понимать "чёткость" изображения (да простят меня профессионалы-оптики...).
b=138/D, где D - апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах
дуги).
Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1" (1 секунды).
Например, на Луне 1" соответствует кратеру диаметром около 2 км.
Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более
длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).
Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная
разрешающая способность в 1" достигается при апертуре 150мм у
рефлекторов и около 125мм у планетников-рефракторов. Более большие
телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в
горах, где чистая атмосфера, либо в те редкие дни, когда "с погодой везёт"...

6.

Предельная звёздная величина (m)
Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости от
апертуры:
m=2.1+5*lg(D), где D – диаметр телескопа в мм., lg - логарифм.
предельная звёздная величина, доступная нашему глазу через телескоп с
апертурой 300мм - около 14,5m. Более слабые объекты ищутся через
фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.
Приведу для справки таблицу соответствия апертуры телескопа D и предельной
звёздной величины:
D, мм
50
10,6
125
12,6
200
13,6
300
14,5
400
15,1
500
15,6
m

7.

8.

Выходной зрачок телескопа = D/Г
Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет
собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. - примерный диаметр
человеческого зрачка в темноте). Если выходной зрачок окажется больше, то
часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали
объектив.
На деле удобнее считать "от обратного". Например:
Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери
яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок
будет равен 6 мм.
Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое
"равнозрачковое увеличение"? f=F/Г. Фокусное расстояние F моего Добсона":
1255мм. Г уже нашли: 41,67 крат. Получается, что нужен окуляр f=30,1мм.

9.

Поле зрения телескопа
Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / Г
Поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с
данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f.
Чем полезно знание поля зрения телескопа?
Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем
мельче объекты.
Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и
зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля
зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите
в окуляре.
Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из
проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям
зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче
ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно
перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.
Поле зрения фотографического телескопа легко вычислить тригонометрией

10.

Дифракция в параллельных лучах. Зеленая кривая – распределение
интенсивности в фокальной плоскости (масштаб по оси x сильно увеличен)

11. Дифракционное изображение точечного источника. В центральное пятно попадает приблизительно 85 % энергии света

Дифракционное изображение точечного источника.
В центральное пятно попадает приблизительно 85 %
энергии света

12.

13.

14. 140 / D Для увеличения разрешающей способности телескопа следует увеличивать диаметр объектива (либо переходить к более

коротким
волнам).

15. атмосферные ограничения на возможности оптики

16. для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы «искусственную

звезду» (LGS = Laser Guide Star) – маленькое яркое
пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как
правило, для этого используется лазер непрерывного действия с
выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту
резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч
фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где
присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием,
свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом.
Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с
расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым
диаметром около 1².
С новой системой адаптивной оптики на VLT получены изображения
сверхвысокой четкости

17.

18.

19.

https://www.youtube.com/watch?v=3BpT_tXYy_I

20.

21. Результат очевиден

22. Аберрации оптических систем (от латинского aberratio – отклонение) – искажения, ошибки, или погрешности изображений,

формируемых оптическими системами. Причина их возникновения в то, что луч отклоняется от
того направления, по которому в близкой к идеалу оптической системе он должен был бы идти. Различные
нарушения гомоцентричности (отчетливости, соответствия или окрашенности) в структуре выходящих из
оптической системы пучков лучей характеризуют аберрации.
Наиболее распространенными видами аберраций оптических систем можно считать:
1
1. Сферическую аберрацию.
Она характеризуется
недостатком изображения. При
нем испущенные одной точкой
объекта световые лучи,
проходящие вблизи оси
оптической системы, и лучи,
проходящие через отдаленные
от оси части системы, не
собираются в одной точке.

23.

2. Кому. Так называют
аберрацию, которая
возникает во время косого
прохождения световых
лучей через оптическую
систему. В результате этого
наблюдается нарушение
симметрии пучка лучей
относительно его оси и
изображение точки (которая
создается системой)
принимает вид
несимметричного пятна
рассеяния.

24.

4. Дисторсию. Так
называется аберрация,
характеризующаяся
нарушением
геометрического подобия
между объектом и
изображением объекта. Она
обуславливается
неодинаковостью линейного
оптического увеличения на
разных участках
изображения.
5. Кривизну поля
изображения. При этой
аберрации наблюдается
процесс, когда изображение
плоского предмета
получается резким на
искривленной поверхности,
а не на плоскости, как
должно было.

25.

В то же время существует и
хроматическая аберрация.
Наблюдается связь этог о
вида аберрации
и зависимости показателя
преломления оптических
сред от длины волны света.
Проявления этой аберрации
наблюдаются в оптических
системах, в которые входят
элементы из преломляющих
материалов. Как пример,
линзы. Отметим также, что
зеркалам свойственна
ахроматичность.

26. интерферометры, их устройство и возможности, Конструкция и принцип работы

27.

28.

29.

30. На этом фото – цветная версия первых интерферометрических наблюдений MATISSE звезды Сириус методом сложения сигналов от четырех

Вспомогательных телескопов VLT. Цвета
представляют изменяющиеся длины волн полученных данных: голубой соответствует более
коротким волнам, красный – более длинным. Наблюдения выполнялись в инфракрасных лучах,
так что эти цвета условные, человеческий глаз эту область спектра не воспринимает.

31.

32.

33.

34.

35.

36.

37.

38. а также это устройство, позволяет быстро переключать фокальную плоскость на другое оборудование, например, спектрограф.

39.

40. Спасибо за внимание!

Обсерватория «Елена» Чили, Атакама
Фото Ю.Белетского