Как рассчитать увеличение телескопа


2.2.2. Характеристики телескопа

1
Рисунок 2.2.2.1.
Устройство телескопа-рефрактора

К оптическим телескопам относят, прежде всего, рефракторы и рефлекторы.

Главная часть простейшего рефрактора – объектив – двояковыпуклая линза, установленная в передней части телескопа. Объектив собирает излучение. Чем больше размеры объектива D, тем больше собирает излучения телескоп, тем более слабые источники могут быть обнаружены им. Чтобы избежать хроматической аберрации, линзовые объективы делают составными. Однако в случаях, когда требуется свести к минимуму рассеяние в системе, приходится использовать и одиночную линзу. Расстояние от объектива до главного фокуса называется главным фокусным расстоянием F.

Самый большой рефрактор в мире, который находится в Йеркской обсерватории в США, имеет линзу диаметром в 1 м. Линза с большим диаметром была бы слишком тяжела и сложна в изготовлении.

2
Рисунок 2.2.2.2.
Рефрактор Йеркской обсерватории в США
3
Рисунок 2.2.2.3.
Устройство телескопа-рефлектора

Основным элементом рефлектора является зеркало – отражающая поверхность сферической, параболической или гиперболической формы. Обычно оно делается из стеклянной или кварцевой заготовки круглой формы и затем покрывается отражающим покрытием (тонкий слой серебра или алюминия). Точность изготовления поверхности зеркала, т.е. максимально допустимые отклонения от заданной формы, зависит от длины волны света, на которой будет работать зеркало. Точность должна быть лучше, чем λ/8. К примеру, зеркало, работающее в видимом свете (длина волны λ = 0,5 микрона), должно быть изготовлено с точностью 0,06 мкм (0,00006 мм).

Обращенная к глазу наблюдателя оптическая система называется окуляром. В простейшем случае окуляр может состоять только из одной положительной линзы (в этом случае мы получим сильно искаженное хроматической аберрацией изображение).

Важнейшими характеристиками телескопа (помимо его оптической схемы, диаметра объектива и фокусного расстояния) являются проницающая сила, разрешающая способность, относительное отверстие и угловое увеличение.

Проницающая сила телескопа характеризуется предельной звездной величиной m самой слабой звезды, которую можно увидеть в данный инструмент при наилучших условиях наблюдений. Для таких условий проницающую силу можно определить по формуле:

m = 2,1 + 5 lg D,

где D – диаметр объектива в миллиметрах.

Разрешающая способность – минимальный угол между двумя звездами, видимыми раздельно. Если невооруженным глазом можно различить две звезды с угловым расстоянием не менее 2′, то телескоп позволяет уменьшить этот предел в Γ раз. Ограничение на предельное увеличение накладывает явление дифракции – огибание световыми волнами краев объектива. Из-за дифракции вместо изображения точки получаются кольца. Угловой размер центрального пятна (теоретическое угловое разрешение)

Разрешающая способность может вычисляться по формуле:

где δ – разрешение в секундах, D – диаметр объектива в миллиметрах.

Для видимых длин волн при λ = 550 нм на телескопе с диаметром D = 1 м теоретическое угловое разрешение будет равно δ = 0,1″. Практически угловое разрешение больших телескопов ограничивается атмосферным дрожанием. При фотографических наблюдениях разрешающая способность всегда ограничена земной атмосферой и погрешностями гидирования и не бывает лучше 0,3″. При наблюдениях глазом из-за того, что можно попытаться поймать момент, когда атмосфера относительно спокойна (достаточно нескольких секунд), разрешающая способность у телескопов с диаметром D, большим 2 м, может быть близка к теоретической. Хорошим считается телескоп, собирающий более 50 % излучения в кружке 0,5″.

Относительное отверстие – отношения диаметра D к фокусному расстоянию F:

Таблица 2.2.2.1
Модель 2.4. Телескоп

У телескопов для визуальных наблюдений типичное значение относительного отверстия 1/10 и меньше. У современных телескопов она равна 1/4 и больше.

Часто вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)2. Светосила характеризует освещенность, создаваемую объективом в фокальной плоскости.

Относительным фокусным расстоянием телескопа (обозначается перевернутой буквой А) называется величина, обратная относительному отверстию:

= F / D.

В фотографии эта величина часто называется диафрагмой.
Угловое увеличение (или просто увеличение) показывает, во сколько раз угол, под которым виден объект при наблюдении в телескоп, больше, чем при наблюдении глазом. Увеличение равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра:

Γ = Fоб / fок.



Выбор телескопа

  • Астрономия
  • »

  • Выбор телескопа

Телескоп. Для чего нужен телескоп?

Только телескоп может уменьшить расстояние к далеким звездам. Он поможет нам проникнуть в фантастический, прекрасный, загадочный, беспредельно далекий и одновременно близкий нам таинственный мир загадочного космоса. Наверное, нет на земле человека, который бы, высоко подняв голову, не мечтал дотянуться и прикоснуться к всегда волнующему нас космосу. Жизнь на Земле всецело зависит от космоса, Солнца, Луны, планет и звезд. Все мы живем по основным законам космоса, и только хорошо узнав и изучив их, мы сможем лучше ориентироваться в нашей жизни. Помочь в этом нам сможет телескоп. Поверьте: телескоп станет одним из лучших подарков в нашем жизненном пути. Телескоп, кроме возможности новых открытий, имеет мощный психологический эффект. Наблюдая за планетами, галактиками и туманностями, люди спокойнее и разумнее идут по жизни и легче преодолевают трудности. Недаром самая большая продолжительность жизни среди людей разных профессий с древних времен и по сегодняшний день — у астрономов.

Чтобы определиться, какой телескоп Вам грамотно выбрать из множества разнообразных моделей на современном рынке, необходимо знать основные параметры, технические характеристики, их значение и влияние на качество. Основное значение телескопа — это увеличение, так как мы хотим лучше рассмотреть наблюдаемые объекты, находящиеся далеко. Многие считают, что основным параметром телескопа является не его увеличение, а апертура или светосила. И здесь каждый по-своему прав. Параметры телескопа взаимосвязаны и все в значительной мере влияют на технические характеристики и качество наблюдаемых объектов.

Увеличение телескопа.

Увеличение в оптике и в телескопии чаще всего обозначают буквой N (раз или крат) или обозначают буквой Г, М и другими. Увеличение телескопа зависит от фокусного расстояния «фокус» произошло от латинского слова «очаг», «огонь». Фокусное расстояние — это расстояние на котором зеркало или линза телескопа строят свое изображение.

Итак увеличение телескопа N=F/f, то — есть увеличение равно отношению фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра. Из этой формулы видно, что чем больше фокусное расстояние, тем больше увеличение, например в рефракторах оно напрямую зависит от длины трубы. Увеличение телескопа тесно связано с его диаметром.

Апертура или диаметр телескопа.

Следующий очень важный параметр телескопа, влияющий как на увеличение так и на его светосилу – это апертура, то есть диаметр линзы или диаметр зеркала в объективе. Обозначается диаметр буквой D. При расчете увеличения телескопа для получения хорошего качества изображения, диаметр подбирается таким образом, чтоб увеличение было равно примерно 1,4 D. Рекомендуется от 1,0-1,2D. максимальный размер увеличения равен 2D. Если это значение будет превышено, то изображение наблюдаемого в телескоп объекта получится нечетким или совсем размытым. Минимально разумное увеличение рассчитывают по формуле N=D/6. Например, для диаметра 100мм, min увеличение равно в 16 раз, а max в 200 раз.

Разрешающая сила телескопа.

Разрешающая сила телескопа — это его возможность показывать раздельно и четко мелкие детали наблюдаемого объекта и определяется способностью телескопа построить min изображение точки при наблюдении за какими-либо объектами или их предметами. Согласно волновой теории, свет не только способен преломляться, но и подвержен явлениям дифракции и дает изображения точечных объектов, таких, как например, звезды, не в виде светящейся точки, а в виде диска с кольцами. Величина такого диска с дифракционными кольцами вместо точки и ограничивается разрешением телескопа. Чем выше разрешение, тем меньше размер диска вместо точки. Разрешающая способность зависит от диаметра телескопа и можно вычислить по формуле б=140D.

Поле зрения телескопа.

Поле зрения — это та часть пространства, которую может зафиксировать и отобразить телескоп. Величина поля зрения ограничивается входящими в его деталями: оправами, зеркалами, линзами и другими. Они ограничивают направленные в сторону телескопа пучки света. От поля зрения зависит, какую площадь неба одновременно Вы сможете увидеть в свой телескоп. Обозначается этот параметр буквой S (площадь) и выражен в минутах дуги. На основании опытных наблюдений установлена зависимость площади наблюдения от увеличения. S=2000/N.

Проницающая сила или мощность телескопа.

Проницающая сила — это способность телескопа видеть отображать или регистрировать слабые звезды. Поэтому характеризуется и обозначается этот параметр звездной величиной m, которую возможно увидеть при очень хороших условиях. Видимость звезд сильно зависит от погодных условий и фона, на котором они находятся. Днем звезды наблюдать бесполезно на освещенном солнцем фоне. Но световые помехи есть всегда и ночью. Понятно, что чем больше объектив, тем больше проницающая сила телескопа. Но на практике этот параметр увеличивается не с увеличением площади объектива, а с увеличением его диаметра. Проницающая сила рассчитывается по формуле Боуэна m=3+2,5 lg D+2,5 lg N, где N – увеличение телескопа. Существует и другая более упрощенная формула для расчета: m=2,1+5 lg D. Например: при диаметре 100мм предельная звездная величина равна 12,1m, при диаметре 200мм – 13,6m.

Относительное отверстие и светосила телескопа.

Относительное отверстие телескопа говорит нам о возможности и способности хорошо работать при максимальных и минимальных увеличениях. Обозначается этот параметр буквой А и зависит от диаметра и фокусного расстояния. А=D/F. Этот параметр еще говорит нам о назначении телескопа: 1. Планетное наблюдение. Относительное отверстие в пределах 1:4 – 1:6. 2. Универсальные наблюдения. Относительное отверстие 1:7 – 1:9. 3. Глубокий космос. Относительное отверстие 1:10 – 1:15.

Светосила – это параметр, обратный относительному отверстию и обозначается перевернутой буквой А. Светосила равна F/D=1/A=А-1. Существуют еще и многие другие параметры телескопа, но они больше необходимы при расчете конструкций, чем при выборе и покупке.

Подводя итоги из всего вышесказанного, для наблюдений за планетами лучше всего подойдут телескопы со схемами рефракторов с увеличением 110 -150 мм с относительным отверстием примерно 1:4 – 1:6. У них нет центрального экранирования и эти телескопы имеют хорошо контрастные, четкие и яркие изображения наблюдаемых объектов.

Для изучения и наблюдения за глубоким космосом потребуется телескоп с более сильным увеличением примерно 200 – 250 мм. Это так называемые телескопы-рефлекторы. Относительное отверстие равно примерно 1:10 – 1:15. Если вы точно еще не решили, что будете наблюдать или хотите наблюдать все сразу, то лучше взять более универсальный и компактный зеркально-линзовый телескоп с увеличением примерно 120-130 мм.

Следует учитывать и дополнительные возможности телескопа, если вы желаете делать красивые, красочные снимки и использовать его программное обеспечение. Определившись с финансовыми возможностями и изучив необходимые параметры, можно приступать к его выбору и покупке.

Монтировка телескопа.

Очень важным моментом при выборе и покупке телескопа будет его монтировка. Монтировка телескопа — это его установка и закрепление на прочное основание. Сам по себе в неумелых руках телескоп ничего не значит. Даже самый легкий и компактный телескоп в руках будет дрожать и Вам станет не до наблюдений. Чтобы с ним работать и проводить наблюдения, телескоп необходимо прочно установить на опору, закрепить и иметь возможность вращать его и возможность доступа со всех сторон для ухода за ним. Итак, при выборе необходимо обратить особое внимание на необходимую Вам монтировку. На современном рынке их предлагается очень много, в большом разнообразии и количестве. Некоторые уже комплектуются монтировками. Чтобы вы смогли определиться в них, выделим монтировки основных четырех видов.

Монтировка Добсона.

Самая простая и дешевая монтировка. Ее очень легко сделать самому. Недостатком является то, что корректировка вращения проводится сразу по двум осям одновременно.

Альт-азимутальные монтировки.

Установив телескоп на такую монтировку, можно его вращать и вертикально (вверх-вниз) и горизонтально (слева направо), поэтому мы имеем возможность регулировать свои наблюдения по высоте и по азимуту. Недостатком является трудность компенсации вращения Земли. Ввиду того, что они очень просты и дешевы, эти монтировки получили широкое распространение.

Экваториальные монтировки.

Экваториальные монтировки более сложные, но зато и более удобные для наблюдений, особенно за наблюдениями далекого космоса. Они компенсируют вращение нашей планеты Земля и сами вращают телескоп за движением других объектов на небе. Часто к современным экваториальным монтировкам прикрепляют небольшой двигатель и движение направления происходит автоматически.

Монтировки «GO TO».

Это самый современный и совершенный вид монтировки с компьютерным управлением и обеспечением. Необходимо только выбрать необходимый объект наблюдения, задать требуемую программу и телескоп на такой монтировке сам проведет для вас наблюдение. Здесь в основе альт-азимутальная монтировка с двигателем. Управление происходит при помощи встроенных микропроцессоров и наблюдение ведется исключительно точно.

В заключение хотим Вам напомнить, что любой купленный Вами телескоп обогатит Вашу жизнь новыми впечатлениями и новыми знаниями о нашей бесконечной Вселенной, значительно расширит Ваш кругозор и представление о жизни и даст возможность не только самосовершенствоваться, но возможно и найти какие-то новые космические объекты. Астрономия – это самая большая область для новых находок и открытий даже астрономами-любителями.

Галина Карчевская

Об увеличении телескопов

Некоторые производители оптики в рекламе своей продукции указывают очень большие увеличения, с которыми якобы позволяют наблюдать предлагаемые ими телескопы (например, для скромного 60-мм рефрактора может быть приведено увеличение 500 крат и более). Разумеется, подобрав соответствующий короткофокусный окуляр, такое увеличение получить можно (и даже на телескопе с меньшей апертурой (апертура — это диаметр главной линзы или зеркала телескопа), но на практике это не имеет смысла: изображение в окуляре будет настолько тусклым и размытым, что в нем будет видно даже меньше деталей, чем при наблюдении с небольшими и средними увеличениями!

Есть простое правило, позволяющее оценить максимальное полезное увеличение телескопа: оно равно удвоенному значению диаметра объектива в миллиметрах (т.е. всего 120 крат для 60-мм инструмента). Дальнейший рост увеличения не даст выигрыша, т.к. новых деталей вы,скорее всего, не увидите, а общая яркость изображения значительно снизится. Однако следует помнить, что при особо благоприятных погодных условиях или для некоторых видов наблюдений (например, при разрешении тесных двойных звезд) можно с успехом использовать увеличения, превышающие «двойной предел», так что данное правило не является строгим. С другой стороны, неспокойствие атмосферы редко дает возможность проводить комфортные наблюдения с увеличением более 300 крат.

Нижний предел увеличения определяется диаметром выходного зрачка телескопа: он не должен превышать размер адаптировавшегося к темноте (т.е. полностью раскрывшегося) зрачка глаза наблюдателя, в противном случае часть собранного телескопом света не попадет в глаз и будет потеряна. Максимальный диаметр зрачка глаза наблюдателя обычно составляет 5-7 мм, поэтому с хорошим приближением можно считать, что минимальное полезное увеличение телескопа равно диаметру его объектива в миллиметрах, деленному на шесть (10 крат для 60-мм инструмента).

Этот параметр характеризует способность телескопа различать мелкие детали у протяженных объектов (например, на дисках Луны и планет) и разделять близко расположенные точечные объекты — звезды. Разрешение напрямую зависит от диаметра объектива телескопа: если апертуру увеличить вдвое, то разрешающая сила также увеличится в два раза.

Второй фактор, влияющий на разрешение — это качество линз и зеркальных поверхностей. Ошибки изготовления оптики, неправильная сборка и юстировка, дефекты стекла, царапины, пыль и грязь на поверхности оптических элементов — все это становится источником ухудшения разрешающей силы телескопа.

При наблюдениях протяженных объектов, таких как Луна и планеты, вместе с увеличением телескопа растет видимый размер изображения. В отличие от них, точечные объекты (звезды) при больших увеличениях принимают вид дисков, окруженных несколькими концентрическими кольцами уменьшающейся яркости. Подобная картина, именуемая дифракционной, обусловлена волновой природой света. Диаметр центрального диска, называемого кружком Эри, обратно пропорционален апертуре телескопа.

Поскольку настоящее изображение звезды тонет в кружке Эри, на практике разделение тесной двойной звезды сводится к рассматриванию дифракционной картины системы в попытках различить диски Эри двух тесно расположенных звезд. Если принять, что оба компонента двойной системы имеют одинаковый блеск, то минимальное угловое расстояние (в секундах дуги), на котором эти звезды все еще можно будет разделить в данный телескоп, рассчитывается по формуле: 116″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Эта формула разрешающей силы называется пределом Дауэса, по фамилии английского астронома, получившего ее в XIX веке. Теоретические значения разрешающей силы для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Проницающая способность телескопа характеризуется предельной звездной величиной слабейших звезд, которые можно увидеть в данный инструмент в условиях идеально темного неба. Предельную звездную величину (m) для телескопа, диаметр объектива которого равен D в миллиметрах, можно приблизительно оценить по следующей формуле: m = 2,5 + 5 lg D.

Просветление оптики позволяет повысить проницающую способность телескопа, тогда как пыль и грязь на оптике — понижает ее. Теоретические значения проницающей способности для телескопов разных диаметров приведены в сводной таблице.

Этот параметр характеризуется отношением диаметра объектива к его фокусному расстоянию (D/f). Эта величина называется относительным отверстием и записывается в виде дроби: 1:5, 1:7, 1:10, 1:15… В англоязычной литературе чаще используется обратная величина — относительное фокусное расстояние (f/D), которое также записывается в виде дроби: f/5, f/7, f/10, f/15… Чем больше относительное отверстие объектива телескопа (или наоборот: чем меньше отношение фокусного расстояния к диаметру объектива), тем выше его светосила.

Светосила телескопа, прежде всего, важна для определения его пригодности для фотографических целей — более светосильный инструмент позволит делать более короткие выдержки при фотографировании слабых астрономических объектов. Другим плюсом светосильных инструментов является большая компактность по сравнению с обычными инструментами (за счет более короткого фокуса), кроме того, они более приспособлены для наблюдений с малыми увеличениями (по той же причине). С другой стороны, светосильные инструменты сложнее в изготовлении и юстировке, и они в большей мере подвержены влиянию различных оптических аберраций.

Каталог телескопов

Для более наглядного представления обсуждавшихся в этой главе параметров мы составили сводную таблицу, в которой приведены основные оптические характеристики телескопов разных апертур.

Диаметр объектива, ммДиапазон увеличений, кратРазрешающая способность, «Проницающая способность, зв. вел.
60 10 — 120 1,93 11,4
70 12 — 140 1,66 11,7
80 13 — 160 1,45 12,0
90 15 — 180 1,29 12,3
100 17 — 200 1,16 12,5
110 18 — 220 1,05 12,7
120 20 — 240 0,97 12,9
130 22 — 260 0,89 13,1
150 25 — 300 0,77 13,4
200 33 — 400 0,58 14,0
250 42 — 500 0,46 14,5
300 50 — 600 0,39 14,9

Астрономия: телескопы

В этой статье собраны задачи по астрономии, а именно – про телескопы, подобранные Шатовской Натальей Евгеньевной, учителем школы 179 г. Москвы. Попали они ко мне от одного из учеников. Я так понимаю, собраны они из различных источников – как из учебников, так и с олимпиад по астрономии.

Задача 1. а) Полную Луну фотографируют обычным бытовым фотоаппаратом. Каков будет диаметр её изображения на плёнке, если фокусное расстояние объектива фотоаппарата равно 8 см?

Изображение светила в фокальной плоскости телескопа (обычно говорят: в фокусе телескопа), в том числе и на полученных в ней фотонегативах, имеет при малых угловых размерах линейные размеры

Где – угловые размеры светила, видимые невооруженным взглядом. Для Луны это , тогда

Ответ: 0,74 мм.

б) При наблюдениях на телескопе с фокусным расстоянием 2,5 м используется ПЗС-матрица размером 1024×1024 пикселов. Найдите размер одного пиксела, если на матрице получается изображение участка неба с угловыми размерами 20′ × 20′.

Если 1024 пиксела дают изображение длиной 20 минут, то один – . Тогда

Ответ: 0,014 мм.

Задача 2. Найдите увеличение телескопа, который имеет объектив с фокусным расстоянием 1600 мм и 10-кратный окуляр.

Фокусное расстояние окуляра примем равным 25 мм – так как расстояние наилучшего зрения 25 см, а кратность 10. Тогда

Ответ: .

Задача 3. Найдите увеличение телескопа-рефлектора, зеркало которого имеет радиус кривизны 2 м, а фокусное расстояние окуляра равно 20 мм.

Фокусное расстояние сферического зеркала равно половине радиуса, .

Тогда

Ответ: .

Задача 4. Рефрактор системы Галилея, настроенный для глаза с расслабленными мышцами, имеет длину 33 см. Какое увеличение он даёт, если фокусное расстояние объектива равно 36 см?

Так как фокусное расстояние объектива больше полной длины трубы, то окуляром служит отрицательная линза, окуляр размещается перед фокальной плоскостью объектива. Очевидно, фокусное расстояние окуляра равно 3 см. Тогда

Ответ: .

Задача 5. 50-кратный рефрактор системы Кеплера настроен для глаза с расслабленными мышцами; при этом расстояние между объективом и окуляром равно 84 см. Каково фокусное расстояние каждой линзы?

В рефракторе Кеплера длина трубы складывается из фокусных расстояний объектива и окуляра. Следовательно,

Откуда

Ответ: мм, мм.

Задача 6. Диаметр объектива телескопа D=20 см, а фокусное расстояние F=3 м. Каково теоретическое разрешение для визуальных наблюдений? Какое увеличение получится при работе с окуляром, фокусное расстояние которого мм?

При работе с указанным окуляром:

Глаз лучше всего воспринимает длину волны 0,5 мкм, поэтому

Это разрешение в радианах. Определим его в минутах или секундах. Так как в радиане 57,3 градуса, 3438 минут, или 206265 секунд, то из пропорции имеем .

Ответ: , .

Задача 7. Наш глаз видит звезды не слабее . А можно ли заметить звез­ду в 12-кратный бинокль с объективами диаметром 60 мм?

Диаметр зрачка у здорового глаза изменяется в зависимости от освещенности от 2 до 8 мм. Пусть ночью диаметр зрачка составляет около 6 мм. Как видим, диаметр объектива бинокля в 10 раз больше, а значит, количество собранного им света больше в 100 раз – если бы не было потерь света в оптике (отражение и поглощение в стекле), то такой бинокль усиливал бы разрешающую способность глаза на 5m. Но весь ли собранный свет попадает в зрачок наблюдателя? Диаметр выходного зрачка бинокля составляет мм, поэтому можно считать, что весь. Но даже если половина света теряется, усиление составит не менее , так что звезды должны быть доступны.

Можно решать задачу и так:

Проницающая сила телескопа (бинокля) рассчитывается как

То есть можно различить звезду – эта звезда тусклее, чем , значит, увидеть звезду точно можно.

Ответ: можно.

Задача 8. Диаметр объектива телескопа 14 см, его разрешение при данных метеоусловиях равно 3”, диаметр зрачка наблюдателя 7 мм, а разрешение глаза 2′. В каких пределах целесообразно выбирать увеличение телескопа?

Нижний предел увеличения определяется диаметром выходного зрачка телескопа: он не должен превышать размер адаптировавшегося к темноте (т.е. полностью раскрывшегося) зрачка глаза наблюдателя, в противном случае часть собранного телескопом света не попадет в глаз и будет потеряна. Максимальный диаметр зрачка глаза наблюдателя обычно составляет 5-7 мм, поэтому с хорошим приближением можно считать, что минимальное полезное увеличение телескопа равно диаметру его объектива в миллиметрах, деленному на шесть (в нашей задаче – на 7).

Определим равнозрачковое увеличение

Для разделения тесных двойных пар на компоненты наблюдатель всегда старается “выжать” из своего инструмента максимальную разрешающую способность, на которую он способен. Угловое разрешение телескопа в секундах вычисляется как 140″/D, где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах. Этот предел накладывается волновой природой света: даже идеальный телескоп строит изображение точечного источника света в виде так называемой дифракционной картины — диска, окруженного системой колец. С другой стороны, известно, что разрешающая способность невооруженного глаза у большинства людей составляет примерно 60″, в нашей задаче даже 120’’. Следовательно, для соответствия углового разрешения глаза разрешению телескопа последний должен иметь увеличение, равное: . Такое увеличение обычно называют разрешающим.

При наблюдении с этим увеличением глаз работает на пределе своих возможностей. Однако мы легко можем облегчить ему задачу, поставив в телескопе увеличение, в 3—5 раз превышающее разрешающее. Тогда размеры дифракционной картины увеличатся до 360-600 угловых секунд (вместо 120). И глазу будет гораздо легче рассмотреть ее структуру.

Определим также максимальное разрешение телескопа

Значит, выбираем разрешение от 20 до 120.

Ответ: от 20 до 120.

Задача 9. С каким разрешением работает радиотелескоп РАТАН-600 при наблюдении на волне 30 см?

Диаметр зеркала РАТАН-600 – 576 м, поэтому

Это разрешение в радианах. Определим его в минутах или секундах. Так как в радиане 57,3 градуса, 3438 минут, или 206265 секунд, то из пропорции имеем .

Ответ: .

Задача 10. Каково теоретическое разрешение межконтинентального радиоинтерферометра, работающего на волне 1 см, если расстояние между антеннами равно радиусу Земли?

Это разрешение в радианах. Определим его в минутах или секундах. Так как в радиане 57,3 градуса, 3438 минут, или 206265 секунд, то из пропорции имеем .

Ответ: .

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: