Okularet i kepler-teleskopet er en konvergerende linse. kepler teleskop

Nysgerrigheden og ønsket om at gøre nye opdagelser af den store videnskabsmand G. Galileo gav verden en vidunderlig opfindelse, uden hvilken det er umuligt at forestille sig moderne astronomi - denne teleskop. I forlængelse af hollandske forskeres forskning opnåede den italienske opfinder en betydelig stigning i teleskopets skala på meget kort tid - dette skete på blot et par uger.

Galileos spotting scope lignede moderne prøver kun fjernt - det var en simpel blypind, i enderne af hvilken professoren placerede bikonvekse og bikonkave linser.

En vigtig egenskab og hovedforskellen mellem Galileos skabelse og de tidligere eksisterende spotting scopes var den gode billedkvalitet, der opnåedes på grund af højkvalitets slibning af optiske linser - professoren håndterede personligt alle processerne, stolede ikke på nogen med fint arbejde. Videnskabsmandens flid og beslutsomhed bar frugt, selv om der skulle arbejdes meget omhyggeligt for at opnå et anstændigt resultat - ud af 300 linser havde kun få muligheder de nødvendige egenskaber og kvalitet.

Prøverne, der har overlevet den dag i dag, beundres af mange eksperter - selv efter moderne standarder er kvaliteten af ​​optikken fremragende, og det tager højde for det faktum, at linserne har eksisteret i flere århundreder.

På trods af de fordomme, der herskede under middelalderen, og tendensen til at betragte progressive ideer som "djævelens rænkespil", vandt spotting-skopet velfortjent popularitet i hele Europa.

En forbedret opfindelse gjorde det muligt at opnå en femogtredive gange stigning, utænkeligt for Galileos levetid. Ved hjælp af sit teleskop gjorde Galileo en masse astronomiske opdagelser, som gjorde det muligt at åbne vejen for moderne videnskab og vække begejstring og forskningstørst i mange videbegærlige og videbegærlige sind.

Det optiske system opfundet af Galileo havde en række ulemper - især var det udsat for kromatisk aberration, men efterfølgende forbedringer foretaget af videnskabsmænd gjorde det muligt at minimere denne effekt. Det er værd at bemærke, at under opførelsen af ​​det berømte Paris Observatorium blev der brugt teleskoper udstyret med Galileos optiske system.

Galileos kikkert eller kikkert har en lille betragtningsvinkel - dette kan betragtes som dens største ulempe. Et lignende optisk system bruges i øjeblikket i teatralske kikkerter, som i virkeligheden er to spotting scopes forbundet med hinanden.

Moderne teaterkikkerter med et centralt internt fokuseringssystem tilbyder normalt 2,5-4x forstørrelse, hvilket er tilstrækkeligt til at observere ikke kun teaterforestillinger, men også sports- og koncertbegivenheder, velegnet til sightseeingture i forbindelse med detaljeret sightseeing.

Den lille størrelse og elegante design af moderne teaterkikkerter gør dem ikke kun til et praktisk optisk instrument, men også til et originalt tilbehør.

Spotting scope er et optisk instrument designet til at se meget fjerne objekter med øjet. Ligesom et mikroskop består det af et objektiv og et okular; begge er mere eller mindre komplekse optiske systemer, dog ikke så komplekse som i tilfældet med et mikroskop; vi vil dog skematisk repræsentere dem med tynde linser. I teleskoperne er linsen og okularet arrangeret således, at linsens bagfokus næsten falder sammen med okularets forreste fokus (fig. 253). Objektivet producerer et ægte reduceret omvendt billede af et uendeligt fjernt objekt i dets bageste brændplan; dette billede ses gennem okularet, som gennem et forstørrelsesglas. Hvis okularets forreste fokus falder sammen med objektivets bagerste fokus, når man ser et fjernt objekt, kommer stråler af parallelle stråler ud fra okularet, hvilket er praktisk at observere med et normalt øje i en rolig tilstand (uden indkvartering) ( jf. § 114). Men hvis observatørens syn er noget anderledes end normalt, så flyttes okularet og indstiller det "i henhold til øjnene." Ved at flytte okularet bliver teleskopet også "peget", når man ser objekter, der befinder sig i forskellige ikke særlig store afstande fra observatøren.

Ris. 253. Placeringen af ​​linsen og okularet i teleskopet: bagfokus. Målet falder sammen med okularets frontfokus

Teleskopobjektivet skal altid være et konvergerende system, mens okularet enten kan være et konvergerende eller divergerende system. Et spotting-skop med et opsamlende (positivt) okular kaldes et Kepler-rør (fig. 254, a), et rør med et divergerende (negativt) okular kaldes et galileisk rør (fig. 254, b). Teleskopobjektivet 1 giver et sandt omvendt billede af et fjernt objekt i dets brændplan. En divergerende stråle af stråler fra et punkt falder på okular 2; da disse stråler kommer fra et punkt i okularets brændplan, kommer der en stråle ud fra det parallelt med okularets sekundære optiske akse i en vinkel i forhold til hovedaksen. Når de først er i øjet, konvergerer disse stråler på dets nethinde og giver et rigtigt billede af kilden.

Ris. 254. Strålernes forløb i teleskopet: a) Keplers rør; b) Galileos pibe

Ris. 255. Strålernes vej i prismefeltkikkerten (a) og dens udseende (b). Ændringen i pilens retning indikerer "vending" af billedet, efter at strålerne passerer gennem en del af systemet

(I tilfældet med det galilæiske rør (b) er øjet ikke vist for ikke at rode op i billedet.) Vinkel - den vinkel, som strålerne, der falder ind på linsen, danner med aksen.

Galileos rør, der ofte bruges i almindelige teatralske kikkerter, giver et direkte billede af objektet, Keplers rør - omvendt. Som et resultat, hvis Kepler-røret skal tjene til terrestriske observationer, er det udstyret med et drejesystem (en ekstra linse eller et system af prismer), som et resultat af hvilket billedet bliver lige. Et eksempel på en sådan anordning er prismekikkerter (fig. 255). Fordelen ved Kepler-røret er, at det har et ægte mellembillede, i hvilket plan der kan placeres en måleskala, en fotografisk plade til at tage billeder osv. Som følge heraf i astronomi og i alle tilfælde relateret til målinger , bruges Kepler-røret.

Kursusarbejde

disciplin: Anvendt optik

Om emnet: Beregning af Kepler-røret

Introduktion

Teleskopiske optiske systemer

1 Afvigelser i optiske systemer

2 Sfærisk aberration

3 Kromatisk aberration

4 Komatisk aberration (koma)

5 Astigmatisme

6 Billedfeltkrumning

7 Forvrængning (forvrængning)

Dimensionsberegning af det optiske system

Konklusion

Litteratur

Ansøgninger

Introduktion

Teleskoper er astronomiske optiske instrumenter designet til at observere himmellegemer. Teleskoper bruges med brug af forskellige strålingsmodtagere til visuelle, fotografiske, spektrale, fotoelektriske observationer af himmellegemer.

Visuelle teleskoper har en linse og et okular og er et såkaldt teleskopisk optisk system: De omdanner en parallel stråle af stråler, der kommer ind i linsen, til en parallel stråle, der forlader okularet. I et sådant system falder objektivets bagerste fokus sammen med okularets forreste fokus. Dens vigtigste optiske egenskaber er: tilsyneladende forstørrelse Г, vinkelsynsfelt 2W, udgangspupildiameter D", opløsning og gennemtrængende kraft.

Den tilsyneladende forstørrelse af det optiske system er forholdet mellem den vinkel, hvorved billedet givet af det optiske system af indretningen observeres, og objektets vinkelstørrelse, når det ses direkte af øjet. Tilsyneladende forstørrelse af teleskopsystemet:

G \u003d f "om / f" ok \u003d D / D",

hvor f "ob og f" ok er linsens og okularets brændvidder,

D - indløbsdiameter,

D" - udgangspupillen. Ved at øge objektivets brændvidde eller reducere okularets brændvidde kan der således opnås store forstørrelser. Jo større forstørrelsen af ​​teleskopet er, jo mindre er dets synsfelt og større forvrængning af objektbilleder på grund af ufuldkommenhed i systemets optik.

Udgangspupillen er den mindste del af lysstrålen, der forlader teleskopet. Under observationer er øjets pupil justeret med systemets udgangspupil; derfor bør den ikke være større end pupillen i observatørens øje. Ellers vil noget af det lys, der opsamles af linsen, ikke trænge ind i øjet og gå tabt. Typisk er diameteren af ​​indgangspupillen (linserammen) meget større end øjets pupil, og punktlyskilder, især stjerner, ser meget lysere ud, når de ses gennem et teleskop. Deres tilsyneladende lysstyrke er proportional med kvadratet af teleskopets indgangspupildiameter. Svage stjerner, der ikke er synlige med det blotte øje, kan tydeligt ses i et teleskop med en stor indgangspupil. Antallet af stjerner, der kan ses gennem et teleskop, er meget større end det, der observeres direkte af øjet.

teleskop optisk aberration astronomisk

1. Teleskopiske optiske systemer

1 Afvigelser i optiske systemer

Aberrationer af optiske systemer (lat. - afvigelse) - forvrængninger, billedfejl forårsaget af det optiske systems ufuldkommenhed. Afvigelser, i varierende grad, er underlagt alle linser, selv de dyreste. Det antages, at jo større linsens brændviddeområde er, desto højere er niveauet af dets aberrationer.

De mest almindelige typer af aberrationer er nedenfor.

2 Sfærisk aberration

De fleste linser er konstrueret ved hjælp af linser med sfæriske overflader. Sådanne linser er nemme at fremstille, men den sfæriske form af linserne er ikke ideel til at producere et skarpt billede. Effekten af ​​sfærisk aberration manifesteres i blødgøring af kontrast og sløring af detaljer, den såkaldte "sæbe".

Hvordan sker dette? Parallelle lysstråler, der passerer gennem en sfærisk linse, brydes, stråler, der passerer gennem kanten af ​​linsen, smelter sammen i et brændpunkt tættere på linsen end lysstråler, der passerer gennem midten af ​​linsen. Med andre ord har objektivets kanter en kortere brændvidde end midten. Billedet nedenfor viser tydeligt, hvordan en lysstråle passerer gennem en sfærisk linse, og på grund af hvilke sfæriske aberrationer opstår.

Lysstråler, der passerer gennem linsen nær den optiske akse (tættere på midten), fokuseres i område B, længere fra linsen. Lysstråler, der passerer gennem linsens kantzoner, fokuseres i område A, tættere på linsen.

3 Kromatisk aberration

Kromatisk aberration (CA) er et fænomen forårsaget af spredning af lys, der passerer gennem linsen, dvs. nedbryde en lysstråle i dens komponenter. Stråler med forskellige bølgelængder (forskellige farver) brydes i forskellige vinkler, så en regnbue dannes af en hvid stråle.

Kromatiske aberrationer fører til et fald i billedets klarhed og udseendet af farvekanter, især på kontrasterende objekter.

For at bekæmpe kromatiske aberrationer bruges specielle apokromatiske linser lavet af lavspredningsglas, som ikke nedbryder lysstråler til bølger.

1.4 Komatisk aberration (koma)

Koma, eller komaaberration, er et fænomen, der ses i periferien af ​​et billede, som er skabt af en linse, der er korrigeret for sfærisk aberration og får lysstråler, der trænger ind i linsens kant i en eller anden vinkel, til at konvergere til en komet i stedet for det ønskede punkt. Deraf dens navn.

Kometens form er orienteret radialt, med dens hale pegende enten mod eller væk fra midten af ​​billedet. Den resulterende sløring ved kanterne af et billede kaldes coma flare. Koma, som kan forekomme selv i linser, der nøjagtigt gengiver et punkt som et punkt på den optiske akse, er forårsaget af forskellen i brydning mellem lysstråler fra et punkt placeret uden for den optiske akse og passerer gennem linsens kanter, og hovedlysstråle fra det samme punkt, der passerer gennem midten af ​​linsen.

Komaen øges i takt med at hovedstrålens vinkel øges og fører til et fald i kontrasten ved billedets kanter. En vis grad af forbedring kan opnås ved at stoppe linsen. Koma kan også få slørede områder af billedet til at blæse ud, hvilket skaber en ubehagelig effekt.

Elimineringen af ​​både sfærisk aberration og koma for et objekt, der befinder sig på en vis skudafstand, kaldes aplanatisme, og en linse korrigeret på denne måde kaldes aplanatisme.

5 Astigmatisme

Med en linse korrigeret for sfærisk og komatisk aberration vil et objektpunkt på den optiske akse blive nøjagtigt gengivet som et punkt i billedet, men et objektpunkt uden for den optiske akse vil ikke fremstå som et punkt i billedet, men snarere som et punkt i billedet. skygge eller streg. Denne type aberration kaldes astigmatisme.

Du kan observere dette fænomen ved kanterne af billedet, hvis du lidt flytter linsens fokus til en position, hvor objektpunktet er skarpt afbildet som en linje orienteret i en radial retning fra midten af ​​billedet, og igen flytter fokus til en anden position, hvor objektpunktet er skarpt afbildet som en linje orienteret i retning af den koncentriske cirkel. (Afstanden mellem disse to fokuspositioner kaldes den astigmatiske forskel.)

Med andre ord er lysstrålerne i meridionalplanet og lysstrålerne i sagittalplanet i forskellige positioner, så disse to grupper af stråler forbinder sig ikke på samme punkt. Når linsen er indstillet til den optimale brændpunktsposition for meridionalplanet, justeres lysstrålerne i sagittalplanet i retning af den koncentriske cirkel (denne position kaldes meridionalfokus).

På samme måde, når linsen er indstillet til den optimale brændpunktsposition for sagittalplanet, danner lysstrålerne i meridionalplanet en linje orienteret i radial retning (denne position kaldes det sagittale fokus).

Med denne type forvrængning ser objekter i billedet buede ud, nogle steder slørede, lige linjer ser buede ud, og det er muligt at blive mørkere. Hvis linsen lider af astigmatisme, er det tilladt for reservedele, da dette fænomen ikke kan helbredes.

6 Billedfeltkrumning

Med denne type aberration bliver billedplanet buet, så hvis midten af ​​billedet er i fokus, så er billedets kanter ude af fokus, og omvendt, hvis kanterne er i fokus, så er midten ude. af fokus.

1.7 Forvrængning (forvrængning)

Denne type aberration manifesterer sig i forvrængning af lige linjer. Hvis lige linjer er konkave, kaldes forvrængningen nålepude, hvis den er konveks - tøndeformet. Zoomobjektiver producerer typisk tøndeforvrængning ved vidvinkel (minimum zoom) og nålepudeforvrængning ved telefoto (maksimal zoom).

2. Dimensionsberegning af det optiske system

Indledende data:

For at bestemme brændvidderne på linsen og okularet løser vi følgende system:

f'ob + f'ok = L;

f' ob / f' ok =|Г|;

f'ob + f'ok = 255;

f'ob / f'ok =12.

f'ob +f'ob /12=255;

f' ob = 235,3846 mm;

f' ok \u003d 19,6154 mm;

Indgangspupillens diameter beregnes ved formlen D \u003d D'G

D i \u003d 2,5 * 12 \u003d 30 mm;

Okularets lineære synsfelt findes ved formlen:

; y' = 235,3846*1,5o; y'=6,163781 mm;

Okularets vinkelsynsfelt findes ved formlen:

Prisme system beregning

D1-indgangsflade af det første prisme;

D 1 \u003d (D i + 2y ') / 2;

D 1 \u003d 21,163781 mm;

Strålelængde af det første prisme =*2=21,163781*2=42,327562;

D 2 - inputfladen af ​​det andet prisme (afledningen af ​​formlen i tillæg 3);

D 2 \u003d D i * ((D i -2y ') / L) * (f ' ob / 2+);

D 2 \u003d 18,91 mm;

Længden af ​​strålerne i det andet prisme =*2=18,91*2=37,82;

Ved beregning af det optiske system vælges afstanden mellem prismerne i området 0,5-2 mm;

For at beregne det prismatiske system er det nødvendigt at bringe det til luften.

Lad os reducere vejlængden af ​​prismestrålerne til luft:

l 01 - længden af ​​det første prisme reduceret til luft

n=1,5688 (glasbrydningsindeks BK10)

l 01 \u003d l 1 / n \u003d 26,981 mm

l 02 \u003d l 2 / n \u003d 24,108 mm

Bestemmelse af mængden af ​​okularbevægelse for at sikre fokusering inden for ± 5 dioptrier

først skal du beregne prisen på én dioptri f ’ ok 2 / 1000 \u003d 0,384764 (prisen på én dioptri.)

Bevægelse af okularet for at opnå det ønskede fokus: mm

Kontrol af behovet for at påføre en reflekterende belægning på de reflekterende flader:

(tilladelig afvigelsesvinkel for afvigelse fra den aksiale stråle, når betingelsen for total intern refleksion endnu ikke er overtrådt)

(begrænsende indfaldsvinkel for stråler på prismets indgangsflade, hvor der ikke er behov for at påføre en reflekterende belægning) . Derfor: en reflekterende belægning er ikke nødvendig.

Beregning af okular:

Da 2ω' = 34,9, er den påkrævede type okular symmetrisk.

f’ ok =19,6154 mm (beregnet brændvidde);

K p \u003d S ' F / f ' ok \u003d 0,75 (omregningsfaktor)

S ’ F \u003d K p * f ’ ok

S ’ F =0,75* f’ ok (værdi for bagbrændvidde)

Fjernelsen af ​​udgangspupillen bestemmes af formlen: S’ p = S’ F + z’ p

z’ p findes ved Newtons formel: z’ p = -f’ ok 2 / z p hvor z p er afstanden fra okularets forreste fokus til blændeblænden. I spotting scopes med et prisme-omsluttende system er blændeblænden normalt linserøret. Som en første tilnærmelse kan vi tage z p lig med objektivets brændvidde med et minustegn, derfor:

z p = -235,3846 mm

Fjernelsen af ​​udgangspupillen er lig med:

S’ p = 14,71155+1,634618=16,346168 mm

Aberrationsberegning af optiske systemkomponenter.

Aberrationsberegningen omfatter beregning af okular- og prismeaberrationer for tre bølgelængder.

Beregning af okularaberration:

Beregningen af ​​okularaberrationerne udføres i det omvendte forløb af strålerne ved hjælp af ROSA-softwarepakken.

δy' okay \u003d 0,0243

Beregning af aberrationer i prismesystemet:

De reflekterende prismers aberrationer beregnes ved hjælp af formlerne for tredjeordens aberrationer af en ækvivalent plan-parallel plade. Til BK10 glas (n=1,5688).

Længdegående sfærisk aberration:

δS ' pr \u003d (0,5 * d * (n 2 -1) * sin 2 b) / n 3

b'=arctg(D/2*f' ob)=3,64627 o

d=2D1+2D2=80,15 mm

dS’ pr \u003d 0,061337586

Positionskromatisme:

(S' f - S' c) pr \u003d 0,33054442

Meridian koma:

δy "= 3d (n 2 -1) * sin 2 b '* tgω 1 / 2n 3

δy" = -0,001606181

Beregning af objektivaberration:

Længdegående sfærisk aberration δS' sf:

δS’ sf \u003d - (δS ’ pr + δS ’ ok) \u003d -0,013231586

Positionskromatisme:

(S’ f - S’ c) rev \u003d δS’ xp = - ((S’ f - S’ c) pr + (S’ f - S’ c) ok) \u003d -0.42673442

Meridian koma:

δy’ til = δy’ ok - δy’ pr

δy' til =0,00115+0,001606181=0,002756181

Definition af linsens strukturelle elementer.

Aberrationer i et tyndt optisk system bestemmes af tre hovedparametre P, W, C. Tilnærmet formel prof. G.G. Slyusareva forbinder hovedparametrene P og W:

P = P 0 +0,85(W-W 0)

Beregningen af ​​en limet linse med to linser reduceres til at finde en bestemt kombination af briller med givne værdier på P 0 ​​og C.

Beregning af en to-linse linse efter metoden af ​​prof. G.G. Slyusareva:

) Baseret på værdierne for linseaberrationerne δS’ xp, δS’ sf, δy’ k. opnået fra betingelserne for kompensation for aberrationer i prismesystemet og okularet, findes aberrationssummen:

S I xp = δS' xp = -0,42673442

S I \u003d 2 * δS 'sf / (tgb ') 2

S I = 6,516521291

S II \u003d 2 * δy til '/(tgb') 2 *tgω

SII =172,7915624

) Baseret på summerne findes systemparametrene:

S I xp / f 'ob

S II / f'ob

) P 0 beregnes:

P 0 = P-0,85(W-W 0)

) Ifølge graf-nomogrammet krydser linjen den 20. celle. Lad os tjekke kombinationerne af briller K8F1 og KF4TF12:

) Fra tabellen er værdierne af P 0 ,φ k og Q 0 svarende til den angivne værdi for K8F1 (ikke egnet)

φk = 2,1845528

til KF4TF12 (egnet)

) Efter at have fundet P 0 ,φ k og Q 0, beregnes Q ved formlen:

) Efter at have fundet Q bestemmes værdierne a 2 og a 3 for den første nulstråle (a 1 \u003d 0, da objektet er på uendeligt, og 4 \u003d 1 - fra normaliseringsbetingelsen):

) Værdierne af a i bestemmer krumningsradierne for tynde linser:

Radius tynde linser:

) Efter beregning af radierne af en tynd linse vælges linsetykkelserne ud fra følgende designovervejelser. Tykkelsen langs aksen af ​​den positive linse d1 er summen af ​​de absolutte værdier af pilene L1, L2 og tykkelsen langs kanten, som skal være mindst 0,05D.

h=D i /2

L \u003d h 2 / (2 * r 0)

L 1 \u003d 0,58818 2 \u003d -1,326112

d 1 \u003d L 1 -L 2 + 0,05D

) I henhold til de opnåede tykkelser beregnes højderne:

h 1 \u003d f omkring \u003d 235,3846

h 2 \u003d h 1 -a 2 *d 1

h 2 \u003d 233.9506

h 3 \u003d h 2 -a 3 * d 2

) Linsekrumningsradier med endelige tykkelser:

r 1 \u003d r 011 \u003d 191.268

r 2 \u003d r 02 * (t 1 / t 2)

r 2 \u003d -84.317178

r 3 \u003d r 03 * (t 3 / t 1)

Kontrol af resultaterne udføres ved beregning på en computer ved hjælp af programmet "ROSA":

sammenligning af linseaberration

De opnåede og beregnede aberrationer er tæt på deres værdier.

teleskop aberration justering

Layoutet består i at bestemme afstanden til prismesystemet fra objektivet og okularet. Afstanden mellem objektivet og okularet er defineret som (S’ F ’ ob + S’ F ’ ok + Δ). Denne afstand er summen af ​​afstanden mellem linsen og det første prisme, lig med halvdelen af ​​objektivets brændvidde, strålegangen i det første prisme, afstanden mellem prismerne, strålegangen i det andet prisme, afstanden fra den sidste overflade af det andet prisme til brændplanet og afstanden fra dette plan til okularet.

692+81.15+41.381+14.777=255

Konklusion

For astronomiske linser er opløsningen bestemt af den mindste vinkelafstand mellem to stjerner, der kan ses separat i et teleskop. Teoretisk kan et visuelt teleskops opløsningsevne (i buesekunder) for de gulgrønne stråler, som øjet er mest følsomt over for, estimeres ved udtrykket 120/D, hvor D er diameteren af ​​teleskopets indgangspupil, udtrykt i millimeter.

Et teleskops gennemtrængende kraft er den begrænsende stjernestørrelse af en stjerne, der kan observeres med dette teleskop under gode atmosfæriske forhold. Dårlig billedkvalitet, på grund af jitter, absorption og spredning af stråler af jordens atmosfære, reducerer den maksimale størrelse af faktisk observerede stjerner, hvilket reducerer koncentrationen af ​​lysenergi på nethinden, den fotografiske plade eller anden strålingsmodtager i teleskopet. Mængden af ​​lys opsamlet af indgangspupillen til et teleskop vokser i forhold til dets areal; samtidig øges også teleskopets gennemtrængningskraft. For et teleskop med en linsediameter på D millimeter bestemmes den gennemtrængende kraft, udtrykt i stjernestørrelser for visuelle observationer, af formlen:

mvis=2,0+5 IgD.

Afhængigt af det optiske system er teleskoper opdelt i linse (refractors), spejl (reflektorer) og spejl-linse teleskoper. Hvis et teleskoplinsesystem har et positivt (samlende) objektiv og et negativt (diffuserende) okular, så kaldes det et galileisk system. Kepler teleskoplinsesystemet har et positivt objektiv og et positivt okular.

Galileos system giver et direkte virtuelt billede, har et lille synsfelt og en lille lysstyrke (stor udgangspupildiameter). Enkelheden af ​​designet, den korte længde af systemet og muligheden for at opnå et direkte billede er dets vigtigste fordele. Men synsfeltet for dette system er relativt lille, og fraværet af et rigtigt billede af objektet mellem linsen og okularet tillader ikke brugen af ​​et sigtemiddel. Derfor kan det galilæiske system ikke bruges til målinger i brændplanet. På nuværende tidspunkt bruges det hovedsageligt i teaterkikkerter, hvor høj forstørrelse og synsfelt ikke er påkrævet.

Kepler-systemet giver et ægte og omvendt billede af et objekt. Men når man observerer himmellegemer, er sidstnævnte omstændighed ikke så vigtig, og derfor er Kepler-systemet mest almindeligt i teleskoper. Længden af ​​teleskoprøret er i dette tilfælde lig med summen af ​​objektivets og okularets brændvidder:

L \u003d f "ob + f" ca.

Kepler-systemet kan udstyres med et trådkors i form af en plan-parallel plade med skala og trådkors. Dette system er meget brugt i kombination med et prismesystem, der tillader direkte billeddannelse af linser. Kepleriske systemer bruges hovedsageligt til visuelle teleskoper.

Ud over øjet, som er modtageren af ​​stråling i visuelle teleskoper, kan billeder af himmellegemer optages på fotografisk emulsion (sådanne teleskoper kaldes astrografer); en fotomultiplikator og en elektron-optisk konverter gør det muligt at forstærke mange gange et svagt lyssignal fra stjerner fjernt på store afstande; billeder kan projiceres på et tv-teleskoprør. Et billede af et objekt kan også sendes til en astrospektrograf eller et astrofotometer.

For at pege teleskoprøret mod det ønskede himmelobjekt, bruges et teleskopholder (stativ). Det giver mulighed for at rotere røret omkring to indbyrdes vinkelrette akser. Beslagets bund bærer en akse, om hvilken den anden akse kan rotere med teleskoprøret roterende omkring det. Afhængigt af orienteringen af ​​akserne i rummet er monteringer opdelt i flere typer.

I altazimuth (eller vandrette) monteringer er den ene akse lodret (azimutaksen), og den anden (zenithafstandsaksen) er vandret. Den største ulempe ved en altazimuth-montering er behovet for at rotere teleskopet omkring to akser for at spore et himmellegeme, der bevæger sig på grund af den tilsyneladende daglige rotation af himmelkuglen. Altazimuth-beslag leveres med mange astrometriske instrumenter: universelle instrumenter, transit- og meridiancirkler.

Næsten alle moderne store teleskoper har en ækvatorial (eller parallaktisk) montering, hvor hovedaksen - polær eller timelig - er rettet mod den himmelske pol, og den anden - deklinationsaksen - er vinkelret på den og ligger i planet af ækvator. Fordelen ved et parallakseophæng er, at for at spore en stjernes daglige bevægelse er det nok kun at dreje teleskopet omkring én polær akse.

Litteratur

1. Digital teknologi. / Ed. E.V. Evreinova. - M.: Radio og kommunikation, 2010. - 464 s.

Kagan B.M. Optik. - M.: Enerngoatomizdat, 2009. - 592 s.

Skvortsov G.I. Computerteknik. - MTUCI M. 2007 - 40 s.

Bilag 1

Brændvidde 19.615 mm

Relativ blænde 1:8

Synsvinkel

Flyt okularet med 1 dioptri. 0,4 mm

Strukturelle elementer

19.615; =14.755;

Aksial bjælke

Fjernlys

Meridional snit af en skrå bjælke

Udskiftelige objektiver til kameraer med Vario Sonnar-objektiver

I stedet for en introduktion foreslår jeg at se på resultaterne af jagt på issommerfugle ved hjælp af fotogeværet ovenfor. Pistolen er et Casio QV4000-kamera med et optisk tilbehør af Kepler-rørstypen, sammensat af et Helios-44-objektiv som okular og et Pentacon 2.8/135-objektiv.

Det antages generelt, at enheder med en fast linse har betydeligt mindre kapacitet end enheder med udskiftelige linser. Generelt er dette bestemt sandt, men klassiske systemer med udskiftelig optik er langt fra at være så ideelle, som det kan se ud ved første øjekast. Og med lidt held sker det, at en delvis udskiftning af optikken (optiske vedhæftninger) ikke er mindre effektiv end at udskifte optikken helt. Forresten er denne tilgang meget populær hos filmkameraer. Mere eller mindre smertefrit skiftende optik med en vilkårlig brændvidde er kun mulig for afstandsmålerenheder med en brændviddegardinlukker, men i dette tilfælde har vi kun en meget omtrentlig idé om, hvad enheden faktisk ser. Dette problem er løst i spejlanordninger, som giver dig mulighed for at se på det matterede glas billedet dannet af præcis den linse, der i øjeblikket er sat ind i kameraet. Her viser det sig, ser det ud til, at være en ideel situation, men kun for teleobjektiver. Så snart vi begynder at bruge vidvinkelobjektiver med spejlreflekskameraer, viser det sig straks, at hver af disse objektiver har ekstra linser, hvis rolle er at give mulighed for at placere et spejl mellem objektivet og filmen. Faktisk ville det være muligt at lave et kamera, hvor det element, der er ansvarligt for muligheden for at placere et spejl, ikke kunne udskiftes, og kun frontlinsens komponenter ville ændre sig. En ideologisk lignende tilgang bruges i reflekssøgere på filmkameraer. Da strålernes bane er parallel mellem den teleskopiske fastgørelse og hovedobjektivet, kan en strålesplittende prisme-terning eller en gennemskinnelig plade placeres mellem dem i en vinkel på 45 grader. En af de to hovedtyper af zoomobjektiver, zoomobjektivet, kombinerer også et objektiv med fast brændvidde og et afokalt system. Ændring af brændvidden i zoomobjektiver udføres ved at ændre forstørrelsen af ​​den afokale dyse, opnået ved at flytte dens komponenter.

Desværre fører alsidighed sjældent til gode resultater. En mere eller mindre vellykket korrektion af aberrationer opnås kun ved at vælge alle de optiske elementer i systemet. Jeg anbefaler, at alle læser oversættelsen af ​​artiklen "" af Erwin Puts. Alt dette skrev jeg kun for at understrege, at objektiverne i et spejlreflekskamera i princippet på ingen måde er bedre end indbyggede objektiver med optisk tilbehør. Problemet er, at designeren af ​​optiske tilbehør kun kan stole på deres egne elementer og ikke kan forstyrre objektivets design. Derfor er den vellykkede betjening af en linse med vedhæftning meget mindre almindelig end en velfungerende linse designet udelukkende af én designer, selvom den har en forlænget arbejdsafstand bagpå. En kombination af færdige optiske elementer, der giver acceptable aberrationer, er sjælden, men det sker. Typisk er afokale vedhæftninger et galileisk spotting-skop. De kan dog også bygges efter Kepler-rørets optiske skema.

Optisk layout af Kepler-røret.

I dette tilfælde vil vi have et omvendt billede, ja, fotografer er ikke fremmede for dette. Nogle digitale enheder har mulighed for at vende billedet på skærmen. Jeg vil gerne have en sådan mulighed for alle digitale kameraer, da det virker spildfuldt at indhegne det optiske system til at rotere billedet i digitale kameraer. Det enkleste system af et spejl, der er fastgjort i en vinkel på 45 grader til skærmen, kan dog bygges på et par minutter.

Så det lykkedes mig at finde en kombination af standard optiske elementer, der kan bruges sammen med det mest almindelige digitalkameraobjektiv i dag med en brændvidde på 7-21 mm. Sony kalder dette objektiv Vario Sonnar, objektiver, der ligner design er installeret i Canon (G1, G2), Casio (QV3000, QV3500, QV4000), Epson PC 3000Z, Toshiba PDR-M70, Sony (S70, S75, S85) kameraer. Kepler-røret, jeg fik, viser gode resultater og giver dig mulighed for at bruge en række forskellige udskiftelige linser i dit design. Systemet er designet til at fungere, når standardlinsen er indstillet til en maksimal brændvidde på 21 mm, og en Jupiter-3 eller Helios-44 linse er fastgjort til den som et okular af teleskopet, derefter forlængerbælge og en vilkårlig linse med en brændvidde større end 50 mm er installeret.

Optiske skemaer af linser, der bruges som okularer i det teleskopiske system.

Lykken var, at hvis du placerer Jupiter-3-linsen med indgangspupillen til apparatets linse og udgangspupillen til bælgen, så viser afvigelserne i rammens kanter sig at være meget moderate. Hvis vi bruger et Pentacon 135-objektiv som objektiv og et Jupiter 3-objektiv som okular, så ved øjet, uanset hvordan vi drejer okularet, ændres billedet faktisk ikke, vi har et rør med en 2,5x forstørrelse. Hvis vi i stedet for øjet bruger apparatets linse, så ændrer billedet sig dramatisk, og brugen af ​​Jupiter-3-linsen, vendt af indgangspupillen til kameralinsen, er at foretrække.

Casio QV3000 + Jupiter-3 + Pentacon 135

Hvis du bruger Jupiter-3 som et okular og Helios-44 som en linse, eller udgør et system af to Helios-44 linser, så ændres brændvidden af ​​det resulterende system ikke, men ved at bruge pelsstrækning, vi kan skyde fra næsten enhver afstand.

På billedet ses et foto af et frimærke taget af et system bestående af et Casio QV4000-kamera og to Helios-44-objektiver. Kameraobjektiv blænde 1:8. Størrelsen på billedet i rammen er 31 mm. Fragmenter svarende til midten og hjørnet af rammen vises. Helt i kanten forringes billedkvaliteten kraftigt i opløsning, og belysningen falder. Når du bruger et sådant skema, er det fornuftigt at bruge en del af billedet, der optager omkring 3/4 af rammeområdet. Fra 4 megapixels laver vi 3, og fra 3 megapixels laver vi 2,3 - og alt er meget fedt

Hvis vi bruger langfokuserede linser, så vil forstørrelsen af ​​systemet være lig med forholdet mellem okularets og linsens brændvidde, og givet at brændvidden på Jupiter-3 er 50 mm, kan vi nemt skabe en dyse med en 3-dobling af brændvidden. Ulejligheden ved et sådant system er vignetteringen af ​​rammens hjørner. Da feltmarginen er ret lille, fører enhver blænde på rørlinsen til, at vi ser et billede indskrevet i en cirkel placeret i midten af ​​rammen. Desuden er dette godt i midten af ​​rammen, men det kan vise sig, at det heller ikke er i midten, hvilket betyder, at systemet ikke har tilstrækkelig mekanisk stivhed, og under sin egen vægt har linsen forskudt sig fra det optiske. akse. Billedvignettering bliver mindre mærkbar, når der bruges objektiver til mellemformatkameraer og forstørrelsesapparater. De bedste resultater i denne parameter blev vist af Ortagoz f=135 mm linsesystem fra kameraet.
Okular - Jupiter-3, linse - Ortagoz f=135 mm,

Men i dette tilfælde er kravene til justering af systemet meget, meget strenge. Den mindste ændring af systemet vil føre til vignettering af et af hjørnerne. For at kontrollere, hvor godt dit system er justeret, kan du lukke blænden på Ortagoz-objektivet og se, hvor centreret den resulterende cirkel er. Optagelse udføres altid med objektivets blænde og okularet helt åbent, og blænden styres af blænden på kameraets indbyggede linse. I de fleste tilfælde sker fokusering ved at ændre længden af ​​bælgen. Hvis linserne i teleskopsystemet har deres egne bevægelser, opnås præcis fokusering ved at dreje dem. Og endelig kan yderligere fokusering udføres ved at flytte kameralinsen. Og i godt lys virker selv autofokussystemet. Brændvidden af ​​det resulterende system er for stor til portrætfotografering, men et fragment af et ansigtsbillede er ganske velegnet til at vurdere kvaliteten.

Det er umuligt at vurdere objektivets arbejde uden at fokusere på uendeligheden, og selvom vejret tydeligvis ikke bidrog til sådanne billeder, så bringer jeg dem også.

Du kan sætte en linse med kortere brændvidde end okularet, og det er hvad der sker. Dette er dog mere en kuriosum end en metode til praktisk anvendelse.

Et par ord om den specifikke installationsimplementering

Ovenstående metoder til at fastgøre optiske elementer til kameraet er ikke en guide til handling, men information til refleksion. Når du arbejder med Casio QV4000- og QV3500-kameraerne, foreslås det at bruge den oprindelige LU-35A-adapterring med et 58 mm gevind og derefter fastgøre alle andre optiske elementer til den. Når jeg arbejdede med Casio QV 3000, brugte jeg det 46 mm gevindbeslagsdesign, der er beskrevet i Casio QV-3000 Camera Refinement-artiklen. For at montere Helios-44-objektivet blev en tom ramme til lysfiltre med et 49 mm gevind sat på dens halesektion og presset med en møtrik med et M42-gevind. Jeg fik møtrikken ved at save en del af adapterforlængerringen af. Dernæst brugte jeg en Jolos adapter indpakningsring fra M49 til M59 gevind. På den anden side blev der skruet en indpakningsring til makrofotografering M49 × 0,75-M42 × 1 på objektivet, derefter en M42-sleeve, også lavet af en savet forlængerring, og derefter standardbælge og linser med M42-gevind. Der er rigtig mange adapterringe med M42 gevind. Jeg brugte adapterringe til B- eller C-montering, eller en adapterring til M39-gevind. For at montere Jupiter-3-objektivet som okular blev der skruet en adapter-forstørrelsesring fra M40.5-gevindet til M49 mm ind i gevindet til filteret, derefter blev Jolos-indpakningsringen fra M49 til M58 brugt, og så blev dette system fastgjort til enheden. På den anden side af objektivet blev der skruet en kobling på med et M39-gevind, derefter en adapterring fra M39 til M42, og så på samme måde som systemet med Helios-44-objektivet.

Resultater af test af de resulterende optiske systemer placeret i en separat fil. Den indeholder fotografier af de testede optiske systemer og snapshots af verden, placeret i midten i hjørnet af rammen. Her giver jeg kun sluttabellen over maksimale opløsningsværdier i midten og i hjørnet af rammen for de testede designs. Opløsning er udtrykt i streg/pixel. Sorte og hvide linjer - 2 streger.

Konklusion

Ordningen er velegnet til arbejde på enhver afstand, men resultaterne er især imponerende til makrofotografering, da tilstedeværelsen af ​​bælge i systemet gør det nemt at fokusere på nærliggende objekter. Selvom Jupiter-3 i nogle kombinationer giver højere opløsning, men større end Helios-44, gør vignettering det mindre attraktivt som et permanent okular til et udskifteligt linsesystem.

Jeg vil gerne ønske, at virksomheder, der producerer alle slags ringe og tilbehør til kameraer, producerer en kobling med et M42 gevind og adapterringe fra et M42 gevind til et filtergevind, med et M42 gevind indvendigt og et udvendigt til filteret.

Jeg tror, ​​at hvis en optisk fabrik laver et specialiseret okular af et teleskopsystem til brug med digitale kameraer og vilkårlige linser, så vil et sådant produkt være efterspurgt. Naturligvis skal et sådant optisk design være udstyret med en adapterring til fastgørelse til kameraet og en gevind eller montering til eksisterende objektiver,

Det er faktisk alt. Jeg viste, hvad jeg gjorde, og du vurderer selv, om denne kvalitet passer dig eller ej. Og videre. Da der var én vellykket kombination, så er der sandsynligvis andre. Se, du kan være heldig.

I disse dage fejrer vi 400-året for skabelsen af ​​det optiske teleskop - det enkleste og mest effektive videnskabelige instrument, der åbnede døren til universet for menneskeheden. Æren ved at skabe de første teleskoper tilhører med rette Galileo.

Som du ved, begyndte Galileo Galilei at eksperimentere med linser i midten af ​​1609, efter at han erfarede, at et teleskop var blevet opfundet i Holland til navigationsbehov. Den blev lavet i 1608, muligvis selvstændigt af de hollandske optikere Hans Lippershey, Jacob Metius og Zacharias Jansen. På bare seks måneder lykkedes det Galileo at forbedre denne opfindelse markant, skabe et kraftfuldt astronomisk instrument baseret på dets princip og gøre en række fantastiske opdagelser.

Galileos succes med at forbedre teleskopet kan ikke betragtes som tilfældig. De italienske glasmestre var allerede på det tidspunkt blevet grundigt berømte: tilbage i det 13. århundrede. de opfandt briller. Og det var i Italien, den teoretiske optik var bedst. Gennem Leonardo da Vincis værker blev det fra et afsnit af geometri til en praktisk videnskab. "Lav briller til dine øjne for at se månen stor," skrev han i slutningen af ​​det 15. århundrede. Måske, selvom der ikke er nogen direkte beviser for dette, lykkedes det Leonardo at implementere et teleskopsystem.

Oprindelig forskning i optik blev udført i midten af ​​det 16. århundrede. Italienske Francesco Mavrolik (1494-1575). Hans landsmand Giovanni Battista de la Porta (1535-1615) viede to storslåede værker til optik: "Natural Magic" og "On Refraction". I sidstnævnte giver han endda teleskopets optiske skema og hævder, at han var i stand til at se små objekter på stor afstand. I 1609 forsøger han at forsvare prioriteringen i opfindelsen af ​​teleskopet, men de faktiske beviser for dette var ikke nok. Hvorom alting er, begyndte Galileos arbejde på dette område på velforberedt grund. Men for at hylde Galileos forgængere, lad os huske, at det var ham, der lavede et brugbart astronomisk instrument ud af et sjovt legetøj.

Galileo begyndte sine eksperimenter med en simpel kombination af en positiv linse som objektiv og en negativ linse som okular, hvilket gav en tredobbelt forstørrelse. Nu kaldes dette design en teaterkikkert. Dette er den mest populære optiske enhed efter briller. I moderne teaterkikkerter bruges naturligvis højkvalitets coatede linser, nogle gange endda komplekse, bestående af flere briller, som objektiv og okular. De giver et bredt synsfelt og fremragende billedkvalitet. Galileo brugte simple linser til både objektivet og okularet. Hans teleskoper led af de kraftigste kromatiske og sfæriske aberrationer, dvs. gav et billede, der var sløret i kanterne og ude af fokus i forskellige farver.

Galileo stoppede dog ikke, som de hollandske mestre, ved den "teatralske kikkert", men fortsatte eksperimenter med linser og havde i januar 1610 skabt flere instrumenter med forstørrelser fra 20 til 33 gange. Det var med deres hjælp, han gjorde sine bemærkelsesværdige opdagelser: han opdagede Jupiters satellitter, bjerge og kratere på Månen, myriader af stjerner i Mælkevejen osv. Allerede i midten af ​​marts 1610 i Venedig på latin, 550 kopier af Galileos arbejde blev udgivet "The Starry Messenger, hvor disse første opdagelser af teleskopisk astronomi blev beskrevet. I september 1610 opdager videnskabsmanden Venus' faser, og i november opdager han tegn på en ring nær Saturn, selvom han ikke er klar over den sande betydning af hans opdagelse ("Jeg observerede den højeste planet i triplet," skriver han i en anagram, der forsøger at sikre opdagelsens prioritet). Måske har ikke et eneste teleskop i de følgende århundreder ydet et sådant bidrag til videnskaben som Galileos første teleskop.

De elskere af astronomi, der forsøgte at samle teleskoper fra brilleglas, bliver dog ofte overraskede over deres designs lave kapacitet, som er klart ringere med hensyn til "observationsevner" i forhold til Galileos håndværksteleskop. Ofte kan moderne "Galilæa" ikke opdage selv Jupiters satellitter, for ikke at nævne Venus' faser.

I Firenze huser Museum of the History of Science (ved siden af ​​det berømte Uffizi Picture Gallery) to af de første teleskoper bygget af Galileo. Der er også en knækket linse på det tredje teleskop. Denne linse blev brugt af Galileo til mange observationer i 1609-1610. og blev af ham overrakt til storhertug Ferdinand II. Linsen blev senere ved et uheld knækket. Efter Galileos død (1642) blev denne linse opbevaret af prins Leopold den Medici, og efter hans død (1675) blev den tilføjet til Medici-samlingen i Uffizi-galleriet. I 1793 blev samlingen overført til Videnskabshistorisk Museum.

Meget interessant er den dekorative elfenbensramme lavet til den galileiske linse af gravøren Vittorio Krosten. Rig og bizar blomsterdekoration er spækket med billeder af videnskabelige instrumenter; flere latinske indskrifter er organisk indarbejdet i mønsteret. Øverst var der tidligere et bånd, nu tabt, med inskriptionen "MEDICEA SIDERA" ("Medici-stjerner"). Den centrale del af kompositionen er kronet af billedet af Jupiter med kredsløb af 4 af dens satellitter, omgivet af teksten "CLARA DEUM SOBOLES MAGNUM IOVIS INCREMENTUM" ("Glorious [ung] generation af guder, store afkom af Jupiter") . Venstre og højre - allegoriske ansigter af Solen og Månen. Indskriften på båndet, der snoer kransen rundt om linsen, lyder: "HIC ET PRIMUS RETEXIT MACULAS PHEBI ET IOVIS ASTRA" ("Han var den første, der opdagede både Phoebus (dvs. Solens) pletter og Jupiters stjerner"). På cartouchen under teksten: "COELUM LINCEAE GALILEI MENTI APERTUM VITREA PRIMA HAC MOL NON DUM VISA OSTENDIT SYDERA MEDICEA IURE AB INVENTORE DICTA SAPIENS NEMPE DOMINATUR ET ASTRIS" indtil nu usynlige, med rette også kaldet Medicean hersker over deres opdagelsesmand. stjernerne.

Information om udstillingen findes på Videnskabshistorisk museums hjemmeside: link nr. 100101; reference nr. 404001.

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede blev Galileos teleskoper opbevaret i det florentinske museum undersøgt (se tabel). Der blev endda lavet astronomiske observationer med dem.

Optiske karakteristika for de første objektiver og okularer af galilæiske teleskoper (mål i mm)

Det viste sig, at det første rør havde en opløsning på 20" og et synsfelt på 15". Og den anden, henholdsvis 10 "og 15". Stigningen i det første rør var 14 gange og det andet 20 gange. Den knækkede linse på det tredje rør med okularerne fra de to første rør ville give forstørrelser på 18 og 35 gange. Så kunne Galileo have gjort sine fantastiske opdagelser med sådanne uperfekte værktøjer?

historisk eksperiment

Det var dette spørgsmål, englænderen Stephen Ringwood stillede, og for at finde ud af svaret lavede han en nøjagtig kopi af det bedste galileiske teleskop (Ringwood S. D. A Galilean telescope // The Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1994, vol. 35, 1, s. 43-50). I oktober 1992 genskabte Steve Ringwood designet af Galileos tredje teleskop og lavede alle mulige observationer med det i et år. Linsen på hans teleskop havde en diameter på 58 mm og en brændvidde på 1650 mm. Ligesom Galileo stoppede Ringwood sin linse ned til en blændediameter på D = 38 mm for at opnå en bedre billedkvalitet med et relativt lille tab i gennemtrængningskraft. Okularet var en negativ linse med en brændvidde på -50 mm, hvilket gav en forstørrelse på 33 gange. Da okularet i dette design af teleskopet er placeret foran objektivets brændplan, var den samlede længde af røret 1440 mm.

Ringwood anser den største ulempe ved Galileo-teleskopet for at være dets lille synsfelt - kun 10 ", eller en tredjedel af måneskiven. Desuden er billedkvaliteten i kanten af ​​synsfeltet meget lav. Ved hjælp af en simpel Rayleigh-kriterium, der beskriver diffraktionsgrænsen for objektivets opløsning, ville man forvente kvalitetsbilleder i 3,5-4,0". Imidlertid reducerede kromatisk aberration den til 10-20". Teleskopets gennemtrængende kraft, estimeret ved en simpel formel (2 + 5lg D), forventedes omkring +9,9 m . Men i virkeligheden var det ikke muligt at opdage stjerner, der var svagere end +8 m.

Når man observerede månen, klarede teleskopet sig godt. Det lykkedes at se endnu flere detaljer, end det blev tegnet af Galileo på hans første månekort. "Måske var Galileo en uvigtig tegner, eller var han ikke særlig interesseret i detaljerne om månens overflade?" Ringwood vidundere. Eller måske var Galileos erfaring med at lave teleskoper og observere med dem stadig ikke stor nok? Vi tror, ​​at det er årsagen. Kvaliteten af ​​brillerne, poleret af Galileos egne hænder, kunne ikke konkurrere med moderne linser. Og selvfølgelig lærte Galileo ikke umiddelbart at se gennem et teleskop: visuelle observationer kræver betydelig erfaring.

Forresten, hvorfor gjorde skaberne af de første spotting-skoper - hollænderne - ikke astronomiske opdagelser? Efter at have taget observationer med teaterkikkert (2,5-3,5 gange forstørrelse) og med feltbriller (7-8 gange forstørrelse), vil du bemærke, at der er en afgrund mellem deres muligheder. Moderne højkvalitets 3x kikkerter gør det muligt (når man observerer med ét øje!) næsten ikke at bemærke de største månekratere; det er indlysende, at et hollandsk rør med samme forstørrelse, men af ​​lavere kvalitet, ikke engang kunne gøre dette. Feltkikkerter, som giver omtrent samme egenskaber som Galileos første teleskoper, viser os Månen i al sin pragt med mange kratere. Efter at have forbedret det hollandske rør, efter at have opnået flere gange højere forstørrelse, trådte Galileo over "tærsklen for opdagelser". Siden da, i eksperimentel videnskab, har dette princip ikke fejlet: Hvis du formår at forbedre enhedens førende parameter flere gange, vil du helt sikkert gøre en opdagelse.

Langt Galileos mest bemærkelsesværdige opdagelse var opdagelsen af ​​Jupiters fire satellitter og selve planetens skive. I modsætning til forventningerne forstyrrede den lave kvalitet af teleskopet ikke observationer af Jupiters satellitsystem. Ringwood så tydeligt alle fire satellitter og var i stand til, ligesom Galileo, at notere deres bevægelse i forhold til planeten hver nat. Sandt nok var det ikke altid muligt at fokusere billedet af planeten og satellitten godt på samme tid: linsens kromatiske aberration var meget foruroligende.

Men hvad angår Jupiter selv, kunne Ringwood, ligesom Galileo, ikke opdage nogen detaljer på planetens skive. Svagt kontrasterende breddebånd, der krydser Jupiter langs ækvator, blev fuldstændig udvasket som følge af aberration.

Et meget interessant resultat blev opnået af Ringwood, da han observerede Saturn. Ligesom Galileo så han ved en forstørrelse på 33 gange kun svage hævelser ("mystiske vedhæng", som Galileo skrev) på planetens sider, som den store italiener selvfølgelig ikke kunne tolke som en ring. Yderligere eksperimenter fra Ringwood viste imidlertid, at når man brugte andre okularer med høj forstørrelse, kunne man stadig se tydeligere træk ved ringen. Hvis Galileo havde gjort dette i rette tid, ville opdagelsen af ​​Saturns ringe have fundet sted næsten et halvt århundrede tidligere og ville ikke have tilhørt Huygens (1656).

Observationer af Venus viste imidlertid, at Galileo hurtigt blev en dygtig astronom. Det viste sig, at Venus' faser ikke er synlige ved den største forlængelse, fordi dens vinkelstørrelse er for lille. Og først da Venus nærmede sig Jorden og i fase 0,25 nåede dens vinkeldiameter 45 ", blev dens halvmåneform mærkbar. På det tidspunkt var dens vinkelafstand fra Solen ikke længere så stor, og observationer var vanskelige.

Det mest besynderlige i Ringwoods historiske forskning var måske blotlæggelsen af ​​en gammel misforståelse om Galileos observationer af Solen. Indtil nu var det almindeligt accepteret, at det var umuligt at observere Solen i et galilæisk teleskop ved at projicere dens billede på en skærm, fordi okularets negative linse ikke kan bygge et rigtigt billede af objektet. Kun teleskopet af Kepler-systemet af to positive linser, opfundet lidt senere, gjorde det muligt. Man mente, at den første til at observere Solen på en skærm placeret bag okularet var den tyske astronom Christoph Scheiner (1575-1650). Han skabte samtidigt og uafhængigt af Kepler i 1613 et teleskop af lignende design. Hvordan observerede Galileo Solen? Det var trods alt ham, der opdagede solpletter. I lang tid var der en tro på, at Galileo observerede dagslyset med øjet gennem okularet, ved at bruge skyerne som lysfiltre eller iagttage Solen i tågen lavt over horisonten. Man mente, at Galileos tab af syn i alderdommen delvist var fremkaldt af hans observationer af Solen.

Ringwood opdagede dog, at selv Galileos teleskop kunne producere en ganske anstændig projektion af solbilledet på skærmen, med solpletter meget tydeligt synlige. Senere, i et af Galileos breve, opdagede Ringwood en detaljeret beskrivelse af observationer af Solen ved at projicere dens billede på en skærm. Det er mærkeligt, at denne omstændighed ikke blev bemærket tidligere.

Jeg tror, ​​at enhver amatør af astronomi ikke vil nægte sig selv fornøjelsen af ​​at "blive Galileo" i et par aftener. For at gøre dette skal du bare lave et galilæisk teleskop og prøve at gentage opdagelserne fra den store italiener. Som barn lavede en af ​​forfatterne til denne note Keplerian-rør af brilleglas. Og allerede i voksenalderen kunne han ikke modstå og byggede et instrument svarende til Galileos teleskop. Den anvendte linse var en 43 mm diameter fastgørelseslinse med en styrke på +2 dioptrier, og et okular med en brændvidde på omkring -45 mm blev taget fra en gammel teaterkikkert. Teleskopet viste sig ikke at være særlig kraftigt, med en forstørrelse på kun 11 gange, men det havde også et lille synsfelt, omkring 50" i diameter, og billedkvaliteten var ujævn, hvilket forringede betydeligt mod kanten. billederne blev meget bedre, når objektivet blev åbnet til en diameter på 22 mm, og endnu bedre - op til 11 mm. Billedernes lysstyrke faldt selvfølgelig, men observationerne af Månen fik endda gavn af dette.

Som forventet producerede dette teleskop et billede af solskiven, når man så solen projiceret på en hvid skærm. Det negative okular øgede objektivets ækvivalente brændvidde flere gange (telefotoprincippet). Da der ikke er nogen oplysninger om, hvilket stativ Galileo monterede sit teleskop på, observerede forfatteren, mens han holdt røret i hænderne, og brugte en træstamme, et hegn eller en åben vinduesramme som støtte for sine hænder. Ved 11x var dette nok, men ved 30x kunne Galileo naturligvis have problemer.

Vi kan antage, at det historiske eksperiment for at genskabe det første teleskop var en succes. Nu ved vi, at Galileos teleskop var et ret ubekvemt og dårligt instrument set fra moderne astronomis synspunkt. I alle henseender var den ringere end de nuværende amatørinstrumenter. Han havde kun én fordel - han var den første, og hans skaber Galileo "pressede" alt, hvad der var muligt ud af hans instrument. For dette ærer vi Galileo og hans første teleskop.

Vær Galileo

I år blev 2009 erklæret for det internationale år for astronomi til ære for 400-året for teleskopets fødsel. I computernetværket er der ud over de eksisterende dukket mange nye vidunderlige steder op med fantastiske billeder af astronomiske objekter.

Men uanset hvor fulde af interessante oplysninger internetsider var, var hovedmålet med MGA at demonstrere det virkelige univers for alle. Blandt de prioriterede projekter var derfor produktionen af ​​billige teleskoper tilgængelige for enhver. Det mest massive var "galileoskopet" - en lille refraktor designet af yderst professionelle astronomer-optikere. Dette er ikke en nøjagtig kopi af Galileos teleskop, men snarere dets moderne reinkarnation. "Galileoskopet" har en to-lins akromatisk glaslinse med en diameter på 50 mm og en brændvidde på 500 mm. Det 4-linse plastokular giver en forstørrelse på 25x og 2x Barlow bringer det op på 50x. Teleskopets synsfelt er 1,5 o (eller 0,75 o med en Barlow-linse). Med sådan et værktøj kan du nemt "gentage" alle Galileos opdagelser.

Imidlertid ville Galileo selv med et sådant teleskop have gjort dem meget større. Værktøjets pris på $15-20 gør det virkelig tilgængeligt for offentligheden. Mærkeligt nok, med et standard positivt okular (selv med en Barlow-linse), er "galileoskopet" faktisk et Kepler-rør, men når det bruges som et okular med en Barlow-linse alene, lever det op til sit navn og bliver til et 17x galileisk rør. At gentage opdagelserne af den store italiener i sådan en (original!) konfiguration er ikke en let opgave.

Dette er et meget praktisk og ganske masseværktøj, velegnet til skoler og begyndere inden for astronomi. Dens pris er betydeligt lavere end tidligere teleskoper med lignende kapaciteter. Det ville være yderst ønskeligt at købe sådanne instrumenter til vores skoler.