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

Nysgjerrigheten og ønsket om å gjøre nye oppdagelser av den store vitenskapsmannen G. Galileo ga verden en fantastisk oppfinnelse, uten hvilken det er umulig å forestille seg moderne astronomi - denne teleskop. Ved å fortsette forskningen til nederlandske forskere oppnådde den italienske oppfinneren en betydelig økning i teleskopets skala på svært kort tid - dette skjedde på bare noen få uker.

Galileos spotting scope lignet moderne prøver bare eksternt - det var en enkel blypinne, i endene som professoren plasserte bikonvekse og bikonkave linser.

En viktig funksjon og hovedforskjellen mellom Galileos skapelse og de tidligere eksisterende spotting-skopene var den gode bildekvaliteten som ble oppnådd på grunn av høykvalitets sliping av optiske linser - professoren tok seg personlig av alle prosessene, stolte ikke på delikat arbeid til noen. Forskerens flid og besluttsomhet bar frukt, selv om det måtte gjøres mye møysommelig arbeid for å oppnå et anstendig resultat - av 300 linser hadde bare noen få alternativer de nødvendige egenskapene og kvaliteten.

Prøvene som har overlevd til i dag er beundret av mange eksperter - selv etter moderne standarder er kvaliteten på optikken utmerket, og dette tar hensyn til det faktum at linsene har eksistert i flere århundrer.

Til tross for fordommene som hersket under middelalderen og tendensen til å betrakte progressive ideer som "djevelens maskineri", fikk spotting-skopet velfortjent popularitet i hele Europa.

En forbedret oppfinnelse gjorde det mulig å oppnå en trettifem ganger økning, utenkelig for Galileos levetid. Ved hjelp av sitt teleskop gjorde Galileo mange astronomiske funn, som gjorde det mulig å åpne veien for moderne vitenskap og vekke entusiasme og tørst etter forskning i mange nysgjerrige og nysgjerrige sinn.

Det optiske systemet oppfunnet av Galileo hadde en rekke ulemper - spesielt var det utsatt for kromatisk aberrasjon, men påfølgende forbedringer gjort av forskere gjorde det mulig å minimere denne effekten. Det er verdt å merke seg at under byggingen av det berømte Paris-observatoriet ble det brukt teleskoper utstyrt med Galileos optiske system.

Galileos kikkert eller kikkert har en liten visningsvinkel - dette kan betraktes som dens største ulempe. Et lignende optisk system brukes for tiden i teatralske kikkerter, som faktisk er to spotting scope koblet sammen.

Moderne teaterkikkerter med et sentralt internt fokuseringssystem tilbyr vanligvis 2,5-4x forstørrelse, som er tilstrekkelig for å observere ikke bare teaterforestillinger, men også sports- og konsertbegivenheter, egnet for sightseeingturer forbundet med detaljert sightseeing.

Den lille størrelsen og elegante designen til moderne teaterkikkerter gjør dem ikke bare til et praktisk optisk instrument, men også et originalt tilbehør.

Spotting scope er et optisk instrument designet for å se svært fjerne objekter med øyet. Som et mikroskop består det av et objektiv og et okular; begge er mer eller mindre komplekse optiske systemer, men ikke så komplekse som i tilfellet med et mikroskop; Vi vil imidlertid skjematisk representere dem med tynne linser. I teleskopene er linsen og okularet arrangert slik at bakfokus på linsen nesten sammenfaller med frontfokus på okularet (fig. 253). Objektivet produserer et ekte redusert inverst bilde av et uendelig fjernt objekt i dets bakre brennplan; dette bildet sees gjennom okularet, som gjennom et forstørrelsesglass. Hvis frontfokuset til okularet faller sammen med bakfokuset til objektivet, kommer stråler av parallelle stråler ut av okularet når du ser på et fjernt objekt, noe som er praktisk å observere med et normalt øye i en rolig tilstand (uten akkommodasjon) ( jf. § 114). Men hvis observatørens syn er noe forskjellig fra normalt, flyttes okularet, og stiller det "i henhold til øynene." Ved å flytte okularet blir teleskopet også "pekt" når man ser på objekter som befinner seg på forskjellige ikke veldig store avstander fra observatøren.

Ris. 253. Plasseringen av linsen og okularet i teleskopet: bakfokus. Mål sammenfaller med frontfokus på okularet

Teleskopobjektivet må alltid være et konvergerende system, mens okularet kan enten være et konvergerende eller divergerende system. Et spottingskop med et samlende (positivt) okular kalles et Kepler-rør (fig. 254, a), et rør med et divergerende (negativt) okular kalles et galileisk rør (fig. 254, b). Teleskopobjektivet 1 gir et ekte omvendt bilde av et fjernt objekt i fokusplanet. En divergerende stråle av stråler fra et punkt faller på okular 2; siden disse strålene kommer fra et punkt i fokalplanet til okularet, kommer en stråle ut fra det parallelt med den sekundære optiske aksen til okularet i en vinkel til hovedaksen. En gang i øyet, konvergerer disse strålene på netthinnen og gir et ekte bilde av kilden.

Ris. 254. Forløpet til strålene i teleskopet: a) Keplers rør; b) Galileos pipe

Ris. 255. Strålenes bane i prismefeltkikkerten (a) og dens utseende (b). Endringen i pilens retning indikerer "reversering" av bildet etter at strålene passerer gjennom en del av systemet

(Når det gjelder det galileiske røret (b), vises ikke øyet for ikke å rote bildet.) Vinkel - vinkelen som strålene som faller inn på linsen danner med aksen.

Galileos rør, ofte brukt i vanlige teaterkikkerter, gir et direkte bilde av objektet, Keplers rør - omvendt. Som et resultat, hvis Kepler-røret skal tjene til terrestriske observasjoner, er det utstyrt med et dreiesystem (en ekstra linse eller et system av prismer), som et resultat av at bildet blir rett. Et eksempel på en slik enhet er prismekikkert (fig. 255). Fordelen med Kepler-røret er at det har et reelt mellombilde, i hvilket plan det kan plasseres en måleskala, en fotografisk plate for å ta bilder osv. Som et resultat, i astronomi og i alle tilfeller relatert til målinger , brukes Kepler-røret.

Kursarbeid

disiplin: Anvendt optikk

Om emnet: Beregning av Kepler-røret

Introduksjon

Teleskopiske optiske systemer

1 Aberrasjoner i optiske systemer

2 Sfærisk aberrasjon

3 Kromatisk aberrasjon

4 Komatisk aberrasjon (koma)

5 Astigmatisme

6 Bildefeltkurvatur

7 Forvrengning (forvrengning)

Dimensjonsberegning av det optiske systemet

Konklusjon

Litteratur

applikasjoner

Introduksjon

Teleskoper er astronomiske optiske instrumenter designet for å observere himmellegemer. Teleskoper brukes med bruk av forskjellige strålingsmottakere for visuelle, fotografiske, spektrale, fotoelektriske observasjoner av himmellegemer.

Visuelle teleskoper har en linse og et okular og er et såkalt teleskopisk optisk system: de konverterer en parallell stråle av stråler som kommer inn i linsen til en parallell stråle som forlater okularet. I et slikt system faller bakfokuset til objektivet sammen med frontfokuset til okularet. Dens viktigste optiske egenskaper er: tilsynelatende forstørrelse Г, vinkelsynsfelt 2W, utgangspupilldiameter D", oppløsning og penetreringskraft.

Den tilsynelatende forstørrelsen av det optiske systemet er forholdet mellom vinkelen som bildet gitt av det optiske systemet til enheten observeres i og vinkelstørrelsen til objektet når det ses direkte av øyet. Tilsynelatende forstørrelse av teleskopsystemet:

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

hvor f "ob og f" ok er brennviddene til linsen og okularet,

D - innløpsdiameter,

D" - utgangspupillen. Ved å øke brennvidden til objektivet eller redusere brennvidden til okularet kan man altså oppnå store forstørrelser. Men jo større forstørrelse teleskopet har, jo mindre synsfelt og større forvrengning av objektbilder på grunn av ufullkommenhet i optikken til systemet.

Utgangspupillen er den minste delen av lysstrålen som forlater teleskopet. Under observasjoner er øyets pupill på linje med utgangspupillen til systemet; derfor bør den ikke være større enn pupillen til observatørens øye. Ellers vil noe av lyset som samles opp av linsen ikke komme inn i øyet og gå tapt. Vanligvis er diameteren på inngangspupillen (linserammen) mye større enn øyets pupill, og punktlyskilder, spesielt stjerner, ser mye lysere ut når de sees gjennom et teleskop. Deres tilsynelatende lysstyrke er proporsjonal med kvadratet på teleskopets inngangspupilldiameter. Svage stjerner som ikke er synlige for det blotte øye kan tydelig sees i et teleskop med en stor inngangspupill. Antall stjerner som er synlig gjennom et teleskop er mye større enn det som observeres direkte av øyet.

teleskop optisk aberrasjon astronomisk

1. Teleskopiske optiske systemer

1 Aberrasjoner i optiske systemer

Aberrasjoner av optiske systemer (lat. - avvik) - forvrengninger, bildefeil forårsaket av ufullkommenhet i det optiske systemet. Avvik, i varierende grad, er gjenstand for alle linser, selv de dyreste. Det antas at jo større rekkevidde av brennvidder på objektivet, desto høyere nivå av aberrasjoner.

De vanligste typene avvik er nedenfor.

2 Sfærisk aberrasjon

De fleste linser er konstruert med linser med sfæriske overflater. Slike linser er enkle å produsere, men den sfæriske formen på linsene er ikke ideell for å produsere et skarpt bilde. Effekten av sfærisk aberrasjon manifesteres i mykning av kontrast og uskarphet av detaljer, den såkalte "såpen".

Hvordan skjer dette? Parallelle lysstråler som passerer gjennom en sfærisk linse brytes, stråler som passerer gjennom kanten av linsen smelter sammen i et brennpunkt nærmere linsen enn lysstråler som passerer gjennom midten av linsen. Med andre ord har kantene på objektivet kortere brennvidde enn midten. Bildet nedenfor viser tydelig hvordan en lysstråle passerer gjennom en sfærisk linse og på grunn av hvilke sfæriske aberrasjoner som oppstår.

Lysstråler som passerer gjennom linsen nær den optiske aksen (nærmere midten) fokuseres i område B, lenger fra linsen. Lysstråler som passerer gjennom kantsonene til linsen fokuseres i område A, nærmere linsen.

3 Kromatisk aberrasjon

Kromatisk aberrasjon (CA) er et fenomen forårsaket av spredning av lys som passerer gjennom linsen, dvs. bryte ned en lysstråle til dens komponenter. Stråler med forskjellige bølgelengder (ulike farger) brytes i forskjellige vinkler, så en regnbue dannes av en hvit stråle.

Kromatiske aberrasjoner fører til en reduksjon i bildets klarhet og utseendet til farge-"frynser", spesielt på kontrasterende objekter.

For å bekjempe kromatiske aberrasjoner brukes spesielle apokromatiske linser laget av lavspredningsglass, som ikke bryter ned lysstråler til bølger.

1.4 Komatisk aberrasjon (koma)

Koma eller komaaberrasjon er et fenomen sett i periferien av et bilde som er skapt av en linse korrigert for sfærisk aberrasjon og får lysstråler som kommer inn i kanten av linsen i en eller annen vinkel til å konvergere til en komet i stedet for det ønskede punktet. Derav navnet.

Formen på kometen er orientert radialt, med halen pekende enten mot eller bort fra midten av bildet. Den resulterende uskarpheten i kantene av et bilde kalles koma-oppblussing. Koma, som kan oppstå selv i linser som nøyaktig gjengir punktet som et punkt på den optiske aksen, er forårsaket av forskjellen i brytning mellom lysstråler fra et punkt plassert utenfor den optiske aksen og som går gjennom kantene på linsen, og hovedlysstrålen fra samme punkt som passerer gjennom midten av linsen.

Komaen øker når vinkelen på hovedstrålen øker og fører til at kontrasten i kantene av bildet reduseres. En viss grad av forbedring kan oppnås ved å stoppe linsen. Koma kan også føre til at uskarpe områder av bildet blåser ut, og skaper en ubehagelig effekt.

Eliminering av både sfærisk aberrasjon og koma for et objekt som befinner seg på en viss skuddavstand kalles aplanatisme, og en linse korrigert på denne måten kalles aplanatisme.

5 Astigmatisme

Med en linse korrigert for sfærisk og komatisk aberrasjon vil et objektpunkt på den optiske aksen bli nøyaktig gjengitt som et punkt i bildet, men et objektpunkt utenfor den optiske aksen vil ikke vises som et punkt i bildet, men snarere som et punkt i bildet. skygge eller linje. Denne typen aberrasjon kalles astigmatisme.

Du kan observere dette fenomenet ved kantene av bildet hvis du litt flytter fokuset på linsen til en posisjon der objektpunktet er skarpt avbildet som en linje orientert i radiell retning fra midten av bildet, og igjen flytter fokus til en annen posisjon der objektpunktet er skarpt avbildet som en linje orientert i retning av den konsentriske sirkelen. (Avstanden mellom disse to fokusposisjonene kalles den astigmatiske forskjellen.)

Med andre ord er lysstrålene i meridionalplanet og lysstrålene i sagittalplanet i forskjellige posisjoner, så disse to gruppene av stråler henger ikke sammen på samme punkt. Når linsen er innstilt til den optimale fokalposisjonen for meridionalplanet, er lysstrålene i sagittalplanet rettet inn i retning av den konsentriske sirkelen (denne posisjonen kalles meridionalfokus).

Tilsvarende, når linsen er satt til den optimale brennpunktet for sagittalplanet, danner lysstrålene i meridionalplanet en linje orientert i radiell retning (denne posisjonen kalles sagittalfokus).

Med denne typen forvrengning ser objekter i bildet buede ut, uskarpe på steder, rette linjer ser buede ut, og mørkere er mulig. Hvis linsen lider av astigmatisme, er det tillatt for reservedeler, siden dette fenomenet ikke kan kureres.

6 Bildefeltkurvatur

Med denne typen aberrasjon blir bildeplanet buet, så hvis midten av bildet er i fokus, så er kantene på bildet ute av fokus, og omvendt, hvis kantene er i fokus, så er midten ute av fokus.

1.7 Forvrengning (forvrengning)

Denne typen aberrasjon manifesterer seg i forvrengning av rette linjer. Hvis rette linjer er konkave, kalles forvrengningen nålepute, hvis konveks - tønneformet. Zoomobjektiver produserer vanligvis trommeforvrengning ved vidvinkel (minimum zoom) og nåleputeforvrengning ved telefoto (maksimal zoom).

2. Dimensjonsberegning av det optiske systemet

Opprinnelige data:

For å bestemme brennviddene til 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;

Diameteren til inngangseleven beregnes med formelen D \u003d D'G

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

Det lineære synsfeltet til okularet er funnet av formelen:

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

Det vinkelformede synsfeltet til okularet er funnet av formelen:

Prismesystemberegning

D 1 -inngangsflate til det første prismet;

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

D 1 \u003d 21,163781 mm;

Strålelengden til det første prismet =*2=21,163781*2=42,327562;

D 2 - inngangsflaten til det andre prismet (avledningen av formelen i vedlegg 3);

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

D 2 \u003d 18,91 mm;

Lengden på strålene til det andre prismet =*2=18,91*2=37,82;

Ved beregning av det optiske systemet velges avstanden mellom prismene i området 0,5-2 mm;

For å beregne det prismatiske systemet, er det nødvendig å bringe det til luften.

La oss redusere banelengden til prismestrålene til luft:

l 01 - lengden på det første prismet redusert til luft

n=1,5688 (glassbrytningsindeks BK10)

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

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

Bestemmelse av mengden okularbevegelse for å sikre fokusering innenfor ± 5 dioptrier

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

Flytte okularet for å oppnå ønsket fokus: mm

Se etter behovet for å påføre et reflekterende belegg på de reflekterende ansiktene:

(tillatt avviksvinkel for avvik fra den aksiale strålen, når tilstanden for total intern refleksjon ikke er brutt ennå)

(begrensende innfallsvinkel for stråler på inngangsflaten til prismet, der det ikke er nødvendig å påføre et reflekterende belegg) . Derfor: et reflekterende belegg er ikke nødvendig.

Beregning av okular:

Siden 2ω' = 34,9, er den nødvendige typen okular symmetrisk.

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

K p \u003d S ’ F / f ’ ok \u003d 0,75 (konverteringsfaktor)

S ’ F \u003d K p * f ’ ok

S ’ F =0,75* f’ ok (bakre brennviddeverdi)

Fjerningen av utgangspupillen bestemmes av formelen: S’ p = S’ F + z’ p

z’ p er funnet av Newtons formel: z’ p = -f’ ok 2 / z p hvor z p er avstanden fra frontfokus på okularet til blenderåpningen. I spotting-skoper med et prisme-omsluttende system, er blenderåpningen vanligvis linserøret. Som en første tilnærming kan vi ta z p lik brennvidden til objektivet med et minustegn, derfor:

z p = -235,3846 mm

Fjerningen av utgangspupillen er lik:

S’ p = 14,71155+1,634618=16,346168 mm

Aberrasjonsberegning av optiske systemkomponenter.

Avviksberegningen inkluderer beregning av okular- og prismeaberrasjoner for tre bølgelengder.

Beregning av okularavvik:

Beregningen av okularavvikene utføres i motsatt forløp av strålene ved å bruke ROSA-programvarepakken.

δy' ok \u003d 0,0243

Beregning av aberrasjoner i prismesystemet:

Avvikene til de reflekterende prismene beregnes ved å bruke formlene for tredjeordens aberrasjoner til en ekvivalent plan-parallell plate. For BK10 glass (n=1,5688).

Longitudinell sfærisk aberrasjon:

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

Posisjonskromatisme:

(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 av linseaberrasjon:

Longitudinell sfærisk aberrasjon δS’ sf:

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

Posisjonskromatisme:

(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

Definisjon av strukturelle elementer i linsen.

Avvik i et tynt optisk system bestemmes av tre hovedparametre P, W, C. Omtrentlig formel prof. G.G. Slyusareva kobler sammen hovedparametrene P og W:

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

Beregningen av en to-lins limt linse reduseres til å finne en viss kombinasjon av briller med gitte verdier på P 0 ​​og C.

Beregning av en to-linse linse etter metoden til prof. G.G. Slyusareva:

) Basert på verdiene av linseavvikene δS’ xp, δS’ sf, δy’ k. hentet fra betingelsene for å kompensere for aberrasjoner i prismesystemet og okularet, er aberrasjonssummene funnet:

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

) Basert på summene finnes systemparametrene:

S I xp / f 'ob

S II / f'ob

) P 0 beregnes:

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

) I følge graf-nomogrammet krysser linjen den 20. cellen. La oss sjekke kombinasjonene av brillene K8F1 og KF4TF12:

) Fra tabellen er verdiene av P 0 ,φ k og Q 0 som tilsvarer den angitte verdien for K8F1 (ikke egnet)

φk = 2,1845528

for KF4TF12 (egnet)

) Etter å ha funnet P 0 ,φ k og Q 0, beregnes Q med formelen:

) Etter å ha funnet Q, blir verdiene a 2 og a 3 for den første nullstrålen bestemt (a 1 \u003d 0, siden objektet er i uendelig, og 4 \u003d 1 - fra normaliseringstilstanden):

) Verdiene til a i bestemmer krumningsradiene til tynne linser:

Radius tynne linser:

) Etter å ha beregnet radiene til en tynn linse, velges linsetykkelsene fra følgende designbetraktninger. Tykkelsen langs aksen til den positive linsen d1 er summen av de absolutte verdiene til pilene L1, L2 og tykkelsen langs kanten, som må være minst 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 oppnådde tykkelsene, beregn høydene:

h 1 \u003d f ca \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

) Linsens krumningsradier 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)

Kontrollen av resultatene utføres ved beregning på en datamaskin ved hjelp av programmet "ROSA":

sammenligning av linseaberrasjon

De oppnådde og beregnede aberrasjonene er nære i sine verdier.

teleskopavviksjustering

Oppsettet består i å bestemme avstanden til prismesystemet fra objektivet og okularet. Avstanden mellom objektivet og okularet er definert som (S’ F ’ ob + S’ F ’ ok + Δ). Denne avstanden er summen av avstanden mellom linsen og det første prismet, lik halve brennvidden til linsen, strålebanen i det første prismet, avstanden mellom prismene, strålebanen i det andre prismet, avstanden fra den siste overflaten av det andre prismet til fokalplanet og avstanden fra dette planet til okularet.

692+81.15+41.381+14.777=255

Konklusjon

For astronomiske linser bestemmes oppløsningen av den minste vinkelavstanden mellom to stjerner som kan sees separat i et teleskop. Teoretisk sett kan oppløsningskraften til et visuelt teleskop (i buesekunder) for de gulgrønne strålene som øyet er mest følsomt for estimeres ved uttrykket 120/D, der D er diameteren til inngangspupillen til teleskopet, uttrykt i millimeter.

Den gjennomtrengende kraften til et teleskop er den begrensende stjernestørrelsen til en stjerne som kan observeres med dette teleskopet under gode atmosfæriske forhold. Dårlig bildekvalitet, på grunn av jitter, absorpsjon og spredning av stråler av jordens atmosfære, reduserer den maksimale størrelsen på faktisk observerte stjerner, og reduserer konsentrasjonen av lysenergi på netthinnen, fotografisk plate eller annen strålingsmottaker i teleskopet. Mengden lys som samles inn av inngangspupillen til et teleskop vokser proporsjonalt med arealet; samtidig øker også penetreringskraften til teleskopet. For et teleskop med en objektiv diameter på D millimeter, er penetreringskraften, uttrykt i stjernestørrelser for visuelle observasjoner, bestemt av formelen:

mvis=2,0+5 IgD.

Avhengig av det optiske systemet er teleskoper delt inn i linse (refraktorer), speil (reflektorer) og speil-linse teleskoper. Hvis et teleskoplinsesystem har et positivt (samlende) objektiv og et negativt (diffuserende) okular, kalles det et galileisk system. Kepler teleskoplinsesystem har et positivt objektiv og et positivt okular.

Galileos system gir et direkte virtuelt bilde, har et lite synsfelt og en liten lysstyrke (stor utgangspupilldiameter). Enkelheten i designet, den korte lengden på systemet og muligheten for å få et direkte bilde er hovedfordelene. Men synsfeltet til dette systemet er relativt lite, og fraværet av et ekte bilde av objektet mellom linsen og okularet tillater ikke bruk av et trådkors. Derfor kan det galileiske systemet ikke brukes til målinger i fokalplanet. For tiden brukes den hovedsakelig i teaterkikkerter, der høy forstørrelse og synsfelt ikke er nødvendig.

Kepler-systemet gir et ekte og omvendt bilde av et objekt. Men når man observerer himmellegemer, er sistnevnte omstendighet ikke så viktig, og derfor er Kepler-systemet mest vanlig i teleskoper. Lengden på teleskoprøret er i dette tilfellet lik summen av brennviddene til objektivet og okularet:

L \u003d f "ob + f" ca.

Kepler-systemet kan utstyres med et trådkors i form av en planparallell plate med skala og trådkors. Dette systemet er mye brukt i kombinasjon med et prismesystem som tillater direkte avbildning av linser. Kepler-systemer brukes hovedsakelig til visuelle teleskoper.

I tillegg til øyet, som er mottaker av stråling i visuelle teleskoper, kan bilder av himmelobjekter tas opp på fotografisk emulsjon (slike teleskoper kalles astrografer); en fotomultiplikator og en elektron-optisk omformer gjør det mulig å forsterke mange ganger et svakt lyssignal fra stjerner langt unna på store avstander; bilder kan projiseres på et TV-teleskoprør. Et bilde av et objekt kan også sendes til en astrospektrograf eller et astrofotometer.

For å peke teleskoprøret mot ønsket himmelobjekt, brukes et teleskopfeste (stativ). Det gir muligheten til å rotere røret rundt to innbyrdes vinkelrette akser. Basen på festet bærer en akse som den andre aksen kan rotere rundt med teleskoprøret roterende rundt det. Avhengig av orienteringen til aksene i rommet, er festene delt inn i flere typer.

I altazimut (eller horisontale) monteringer er den ene aksen vertikal (asimutaksen), og den andre (senitavstandsaksen) er horisontal. Den største ulempen med et altazimuth-feste er behovet for å rotere teleskopet rundt to akser for å spore et himmelobjekt som beveger seg på grunn av den tilsynelatende daglige rotasjonen av himmelsfæren. Altazimuth-fester leveres med mange astrometriske instrumenter: universelle instrumenter, transitt- og meridiansirkler.

Nesten alle moderne store teleskoper har en ekvatorial (eller parallaktisk) montering, der hovedaksen - polar eller timevis - er rettet mot himmelpolen, og den andre - deklinasjonsaksen - er vinkelrett på den og ligger i planet til den himmelske polen. ekvator. Fordelen med et parallaksefeste er at for å spore den daglige bevegelsen til en stjerne, er det nok å rotere teleskopet rundt kun én polarakse.

Litteratur

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

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

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

Vedlegg 1

Brennvidde 19,615 mm

Relativ blenderåpning 1:8

Synsvinkel

Flytt okularet med 1 dioptri. 0,4 mm

Strukturelle elementer

19.615; =14.755;

Aksial bjelke

Hovedstråle

Meridional del av en skrå bjelke

Utskiftbare objektiver for kameraer med Vario Sonnar-objektiver

I stedet for en introduksjon foreslår jeg å se på resultatene av jakten på issommerfugler ved å bruke fotogeværet ovenfor. Pistolen er et Casio QV4000-kamera med et optisk feste av Kepler-rør, sammensatt av et Helios-44-objektiv som okular og et Pentacon 2.8 / 135-objektiv.

Det antas generelt at enheter med fast linse har betydelig mindre kapasitet enn enheter med utskiftbare linser. Generelt er dette absolutt sant, men klassiske systemer med utskiftbar optikk er langt fra så ideelle som det kan virke ved første øyekast. Og med litt flaks hender det at en delvis utskifting av optikk (optiske vedlegg) ikke er mindre effektiv enn å erstatte optikken helt. Forresten, denne tilnærmingen er veldig populær blant filmkameraer. Mer eller mindre smertefritt endring av optikk med en vilkårlig brennvidde er kun mulig for avstandsmålerenheter med en brennviddegardinlukker, men i dette tilfellet har vi bare en svært omtrentlig idé om hva enheten faktisk ser. Dette problemet er løst i speilenheter, som lar deg se på det frostede glasset bildet dannet av nøyaktig linsen som for øyeblikket er satt inn i kameraet. Her viser det seg, ser det ut til, en ideell situasjon, men bare for teleobjektiver. Så snart vi begynner å bruke vidvinkelobjektiver med speilreflekskameraer, viser det seg umiddelbart at hver av disse objektivene har ekstra linser, hvis rolle er å gi en mulighet til å plassere et speil mellom objektivet og filmen. Faktisk ville det være mulig å lage et kamera der elementet som er ansvarlig for muligheten for å plassere et speil ikke ville være utskiftbart, og bare frontkomponentene til objektivet ville endre seg. En ideologisk lignende tilnærming brukes i reflekssøkere til filmkameraer. Siden bjelkenes bane er parallell mellom teleskopfestet og hovedobjektivet, kan en strålesplittende prismekube eller en gjennomskinnelig plate plasseres mellom dem i en vinkel på 45 grader. En av de to hovedtypene zoomobjektiver, zoomobjektivet, kombinerer også et objektiv med fast brennvidde og et afokalt system. Endring av brennvidden i zoomobjektiver utføres ved å endre forstørrelsen til det afokale vedlegget, oppnådd ved å flytte komponentene.

Dessverre fører allsidighet sjelden til gode resultater. En mer eller mindre vellykket korreksjon av aberrasjoner oppnås bare ved å velge alle de optiske elementene i systemet. Jeg anbefaler alle å lese oversettelsen av artikkelen "" av Erwin Puts. Alt dette skrev jeg kun for å understreke at i prinsippet er objektivene til et speilreflekskamera på ingen måte bedre enn innebygde objektiver med optiske fester. Problemet er at designeren av optiske vedlegg bare kan stole på sine egne elementer og ikke kan forstyrre utformingen av linsen. Derfor er vellykket bruk av et objektiv med feste mye mindre vanlig enn et velfungerende objektiv designet utelukkende av én designer, selv om det har en utvidet arbeidsavstand bak. En kombinasjon av ferdige optiske elementer som legger opp til akseptable avvik er sjelden, men det skjer. Vanligvis er afokale vedlegg et galileisk spotting-skop. Imidlertid kan de også bygges i henhold til det optiske skjemaet til Kepler-røret.

Optisk layout av Kepler-røret.

I dette tilfellet vil vi ha et omvendt bilde, vel, ja, fotografer er ikke fremmede for dette. Noen digitale enheter har muligheten til å snu bildet på skjermen. Jeg vil gjerne ha en slik mulighet for alle digitale kameraer, siden det virker bortkastet å gjerde det optiske systemet for å rotere bildet i digitale kameraer. Imidlertid kan det enkleste systemet med et speil festet i en vinkel på 45 grader til skjermen bygges på et par minutter.

Så jeg klarte å finne en kombinasjon av standard optiske elementer som kan brukes sammen med det vanligste digitalkameraobjektivet i dag med en brennvidde på 7-21 mm. Sony kaller dette objektivet Vario Sonnar, objektiver med lignende design er installert i Canon (G1, G2), Casio (QV3000, QV3500, QV4000), Epson PC 3000Z, Toshiba PDR-M70, Sony (S70, S75, S85) kameraer. Kepler-røret jeg fikk viser gode resultater og lar deg bruke en rekke utskiftbare linser i designet ditt. Systemet er designet for å fungere når standardlinsen er satt til en maksimal brennvidde på 21 mm, og en Jupiter-3 eller Helios-44 linse er festet til den som et okular på teleskopet, deretter forlengelsesbelg og en vilkårlig linse med en brennvidde større enn 50 mm er installert.

Optiske skjemaer av linser som brukes som okularer i teleskopsystemet.

Lykken var at hvis du plasserer Jupiter-3-linsen med inngangspupillen til linsen til apparatet, og utgangspupillen til belgen, så viser avvikene i kantene av rammen seg å være veldig moderate. Hvis vi bruker et Pentacon 135-objektiv som objektiv og et Jupiter 3-objektiv som okular, så for øyet, uansett hvordan vi snur på okularet, endres faktisk ikke bildet, vi har et rør med 2,5x forstørrelse. Hvis vi i stedet for øyet bruker linsen til apparatet, endres bildet dramatisk, og bruken av Jupiter-3-linsen, vendt av inngangspupillen til kameralinsen, er å foretrekke.

Casio QV3000 + Jupiter-3 + Pentacon 135

Hvis du bruker Jupiter-3 som et okular, og Helios-44 som en linse, eller utgjør et system med to Helios-44-linser, endres ikke brennvidden til det resulterende systemet, men ved å bruke pelsstrekking, kan skyte fra nesten hvilken som helst avstand.

På bildet er et bilde av et frimerke tatt av et system som består av et Casio QV4000-kamera og to Helios-44-objektiver. Kameralinse blenderåpning 1:8. Størrelsen på bildet i rammen er 31 mm. Fragmenter som tilsvarer midten og hjørnet av rammen vises. Helt i kanten blir bildekvaliteten kraftig dårligere i oppløsning og belysningen synker. Når du bruker et slikt opplegg, er det fornuftig å bruke en del av bildet som opptar omtrent 3/4 av rammeområdet. Fra 4 megapiksler lager vi 3, og fra 3 megapiksler lager vi 2,3 - og alt er veldig kult

Hvis vi bruker langfokusobjektiver, vil forstørrelsen av systemet være lik forholdet mellom brennviddene til okularet og linsen, og gitt at brennvidden til Jupiter-3 er 50 mm, kan vi enkelt lage en dyse med 3 ganger økning i brennvidde. Ulempen med et slikt system er vignettering av hjørnene på rammen. Siden feltmarginen er ganske liten, fører enhver blenderåpning på rørlinsen til at vi ser et bilde innskrevet i en sirkel plassert i midten av rammen. Dessuten er dette bra i midten av rammen, men det kan vise seg at det ikke er i midten heller, noe som betyr at systemet ikke har tilstrekkelig mekanisk stivhet, og under sin egen vekt har linsen forskjøvet seg fra det optiske. akser. Rammevignettering blir mindre merkbar når objektiver for mellomformatkameraer og forstørrelsesapparater brukes. De beste resultatene i denne parameteren ble vist av Ortagoz f=135 mm linsesystem fra kameraet.
Okular - Jupiter-3, linse - Ortagoz f=135 mm,

Men i dette tilfellet er kravene til justering av systemet veldig, veldig strenge. Den minste forskyvning av systemet vil føre til vignettering av et av hjørnene. For å sjekke hvor godt justert systemet ditt er, kan du lukke blenderåpningen til Ortagoz-objektivet og se hvor sentrert den resulterende sirkelen er. Fotografering utføres alltid med blenderåpningen på objektivet og okularet helt åpne, og blenderåpningen styres av blenderåpningen til kameraets innebygde linse. I de fleste tilfeller gjøres fokusering ved å endre lengden på belgen. Hvis linsene som brukes i teleskopsystemet har sine egne bevegelser, oppnås presis fokusering ved å rotere dem. Og til slutt kan ytterligere fokusering gjøres ved å flytte kameralinsen. Og i godt lys fungerer selv autofokussystemet. Brennvidden til det resulterende systemet er for stor for portrettfotografering, men et fragment av et ansiktsbilde er ganske egnet for å vurdere kvaliteten.

Det er umulig å vurdere objektivets arbeid uten å fokusere på uendelighet, og selv om været tydeligvis ikke bidro til slike bilder, tar jeg dem med også.

Du kan sette et objektiv med kortere brennvidde enn okularet, og det er det som skjer. Dette er imidlertid mer en kuriositet enn en metode for praktisk anvendelse.

Noen få ord om den spesifikke installasjonsimplementeringen

Metodene ovenfor for å feste optiske elementer til kameraet er ikke en veiledning til handling, men informasjon for refleksjon. Når du arbeider med Casio QV4000- og QV3500-kameraene, foreslås det å bruke den opprinnelige LU-35A-adapterringen med 58 mm gjenger og deretter feste alle andre optiske elementer til den. Når jeg jobbet med Casio QV 3000, brukte jeg 46 mm gjengede festedesign beskrevet i Casio QV-3000 Camera Refinement-artikkelen. For å montere Helios-44-objektivet ble en tom ramme for lysfiltre med en 49 mm gjenge satt på bakdelen og presset med en mutter med en M42-gjenge. Jeg fikk mutteren ved å sage av en del av adapterforlengerringen. Deretter brukte jeg en Jolos-adapter-innpakningsring fra M49 til M59-gjenger. På den annen side ble en innpakningsring for makrofotografering M49 × 0,75-M42 × 1 skrudd på objektivet, deretter en M42-hylse, også laget av en saget forlengelsesring, og deretter standard belg og linser med M42-gjenge. Det er veldig mange adapterringer med M42 gjenger. Jeg brukte adapterringer for B- eller C-feste, eller en adapterring for M39-gjenger. For å montere Jupiter-3-linsen som okular ble en adapterforstørrelsesring fra M40.5-gjengen til M49 mm skrudd inn i gjengen til filteret, deretter ble Jolos-innpakningsringen fra M49 til M58 brukt, og så ble dette systemet festet til enheten. På den andre siden av objektivet ble det skrudd på en kobling med M39-gjenge, deretter en adapterring fra M39 til M42, og deretter tilsvarende systemet med Helios-44-objektivet.

Resultater av testing av de resulterende optiske systemene legges i en egen fil. Den inneholder fotografier av de testede optiske systemene og øyeblikksbilder av verden, plassert i midten i hjørnet av rammen. Her gir jeg bare slutttabellen med maksimal oppløsningsverdier i midten og i hjørnet av rammen for de testede designene. Oppløsning uttrykkes i strek/piksel. Svarte og hvite linjer - 2 slag.

Konklusjon

Opplegget er egnet for arbeid på alle avstander, men resultatene er spesielt imponerende for makrofotografering, siden tilstedeværelsen av belg i systemet gjør det enkelt å fokusere på objekter i nærheten. Selv om Jupiter-3 i noen kombinasjoner gir høyere oppløsning, men større enn Helios-44, gjør vignettering det mindre attraktivt som et permanent okular for et utskiftbart linsesystem.

Jeg vil ønske bedrifter som produserer alle typer ringer og tilbehør til kameraer å produsere en kopling med M42 gjenger og adapterringer fra en M42 gjenger til en filtergjenge, med en M42 gjenger innvendig og en utvendig for filteret.

Jeg tror at hvis en optisk fabrikk lager et spesialisert okular av et teleskopisk system for bruk med digitale kameraer og vilkårlige linser, vil et slikt produkt være etterspurt. Naturligvis må en slik optisk design være utstyrt med en adapterring for festing til kameraet og en gjenge eller feste for eksisterende objektiver,

Det er faktisk alt. Jeg viste hva jeg gjorde, og du vurderer selv om denne kvaliteten passer deg eller ikke. Og videre. Siden det var én vellykket kombinasjon, så er det sannsynligvis andre. Se, du kan være heldig.

I disse dager feirer vi 400-årsjubileet for opprettelsen av det optiske teleskopet - det enkleste og mest effektive vitenskapelige instrumentet som åpnet døren til universet for menneskeheten. Æren med å lage de første teleskopene tilhører rettmessig Galileo.

Som du vet begynte Galileo Galilei å eksperimentere med linser i midten av 1609, etter at han fikk vite at et teleskop var blitt oppfunnet i Holland for navigasjonsbehov. Den ble laget i 1608, muligens uavhengig av de nederlandske optikerne Hans Lippershey, Jacob Metius og Zacharias Jansen. På bare seks måneder klarte Galileo å forbedre denne oppfinnelsen betydelig, lage et kraftig astronomisk instrument basert på dets prinsipp og gjøre en rekke fantastiske funn.

Galileos suksess med å forbedre teleskopet kan ikke betraktes som tilfeldig. De italienske glassmesterne hadde allerede blitt grundig berømte på den tiden: tilbake på 1200-tallet. de oppfant briller. Og det var i Italia den teoretiske optikken var på sitt beste. Gjennom verkene til Leonardo da Vinci ble det fra en del av geometrien til en praktisk vitenskap. "Lag briller for øynene dine for å se månen stor," skrev han på slutten av 1400-tallet. Kanskje, selv om det ikke er noen direkte bevis for dette, klarte Leonardo å implementere et teleskopsystem.

Opprinnelig forskning på optikk ble utført på midten av 1500-tallet. Italienske Francesco Mavrolik (1494-1575). Hans landsmann Giovanni Battista de la Porta (1535-1615) viet to praktverk til optikk: "Natural Magic" og "On Refraction". I sistnevnte gir han til og med det optiske oppsettet til teleskopet og hevder at han var i stand til å se små gjenstander på stor avstand. I 1609 forsøker han å forsvare prioriteringen i oppfinnelsen av teleskopet, men de faktiske bevisene for dette var ikke nok. Uansett, Galileos arbeid på dette området begynte på godt forberedt grunn. Men, med en hyllest til forgjengerne til Galileo, la oss huske at det var han som laget et brukbart astronomisk instrument av et morsomt leketøy.

Galileo begynte sine eksperimenter med en enkel kombinasjon av en positiv linse som objektiv og en negativ linse som okular, noe som ga en tredobbel forstørrelse. Nå kalles dette designet teaterkikkert. Dette er den mest populære optiske enheten etter briller. Selvfølgelig, i moderne teaterkikkerter, brukes høykvalitets belagte linser, noen ganger til og med komplekse, som består av flere glass, som objektiv og okular. De gir et bredt synsfelt og utmerket bildekvalitet. Galileo brukte enkle linser til både objektivet og okularet. Teleskopene hans led av de sterkeste kromatiske og sfæriske aberrasjonene, dvs. ga et bilde som var uskarpt i kantene og ute av fokus i ulike farger.

Galileo stoppet imidlertid ikke, som de nederlandske mesterne, ved "teatralskikkerten", men fortsatte eksperimenter med linser og hadde innen januar 1610 laget flere instrumenter med forstørrelser fra 20 til 33 ganger. Det var med deres hjelp han gjorde sine bemerkelsesverdige oppdagelser: han oppdaget Jupiters satellitter, fjell og kratere på Månen, myriader av stjerner i Melkeveien osv. Allerede i midten av mars 1610 i Venezia på latin, 550 eksemplarer av Galileos arbeid ble publisert "The Starry Messenger, hvor disse første oppdagelsene av teleskopisk astronomi ble beskrevet. I september 1610 oppdager forskeren fasene til Venus, og i november oppdager han tegn på en ring nær Saturn, selv om han ikke innser den sanne betydningen av oppdagelsen hans ("Jeg observerte den høyeste planeten i trilling," skriver han i en anagram, prøver å sikre prioritet til oppdagelse). Kanskje ikke et eneste teleskop fra de følgende århundrene ga et slikt bidrag til vitenskapen som det første teleskopet til Galileo.

Imidlertid er de elskere av astronomi som prøvde å sette sammen teleskoper fra brilleglass, ofte overrasket over de lave egenskapene til designene deres, som er klart dårligere når det gjelder "observasjonsevner" enn Galileos håndverksteleskop. Ofte kan ikke moderne "Galilee" oppdage selv satellittene til Jupiter, for ikke å nevne fasene til Venus.

I Firenze huser Museum of the History of Science (ved siden av det berømte Uffizi Picture Gallery) to av de første teleskopene bygget av Galileo. Det er også en ødelagt linse på det tredje teleskopet. Denne linsen ble brukt av Galileo til mange observasjoner i 1609-1610. og ble presentert av ham til storhertug Ferdinand II. Linsen ble senere ved et uhell ødelagt. Etter Galileos død (1642) ble denne linsen oppbevart av prins Leopold the Medici, og etter hans død (1675) ble den lagt til Medici-samlingen i Uffizi Gallery. I 1793 ble samlingen overført til Museum of the History of Science.

Veldig interessant er den dekorative elfenbensrammen laget for den galileiske linsen av gravøren Vittorio Krosten. Rik og bisarr blomsterdekorasjon er ispedd bilder av vitenskapelige instrumenter; flere latinske inskripsjoner er organisk innlemmet i mønsteret. På toppen var det tidligere et bånd, nå tapt, med inskripsjonen "MEDICEA SIDERA" ("Medici-stjerner"). Den sentrale delen av komposisjonen er kronet av bildet av Jupiter med banene til 4 av dens satellitter, omgitt av teksten "CLARA DEUM SOBOLES MAGNUM IOVIS INCREMENTUM" ("Glorious [ung] generasjon av guder, store avkom av Jupiter") . Venstre og høyre - allegoriske ansikter til solen og månen. Inskripsjonen på båndet som fletter kransen rundt linsen lyder: "HIC ET PRIMUS RETEXIT MACULAS PHEBI ET IOVIS ASTRA" ("Han var den første som oppdaget både flekkene til Phoebus (dvs. solen) og stjernene på Jupiter"). På kartusjen under teksten: "COELUM LINCEAE GALILEI MENTI APERTUM VITREA PRIMA HAC MOLE NON DUM VISA OSTENDIT SYDERA MEDICEA IURE AB INVENTORE DICTA SAPIENS NEMPE DOMINATUR ET ASTRIS" til nå usynlig, med rette også kalt Medicean hersker over vismannen, for sin vismann. Stjernene.

Informasjon om utstillingen er tilgjengelig på nettsiden til Vitenskapshistorisk museum: lenke nr. 100101; referansenummer 404001.

På begynnelsen av 1900-tallet ble Galileos teleskoper lagret i det florentinske museet studert (se tabell). Det ble til og med gjort astronomiske observasjoner med dem.

Optiske egenskaper til de første objektivene og okularene til galileiske teleskoper (dimensjoner i mm)

Det viste seg at det første røret hadde en oppløsning på 20" og et synsfelt på 15". Og den andre, henholdsvis 10 "og 15". Økningen i det første røret var 14 ganger, og det andre 20 ganger. Den ødelagte linsen til det tredje røret med okularene fra de to første rørene ville gi forstørrelser på 18 og 35 ganger. Så, kunne Galileo ha gjort sine fantastiske oppdagelser med slike ufullkomne verktøy?

historisk eksperiment

Det var dette spørsmålet engelskmannen Stephen Ringwood stilte, og for å finne svaret laget han en nøyaktig kopi av det beste galileiske teleskopet (Ringwood S. D. A Galilean telescope // The Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 1994, vol. 35, 1, s. 43-50). I oktober 1992 gjenskapte Steve Ringwood designet til Galileos tredje teleskop og gjorde alle slags observasjoner med det i et år. Linsen til teleskopet hans hadde en diameter på 58 mm og en brennvidde på 1650 mm. I likhet med Galileo stoppet Ringwood objektivet ned til en blenderdiameter på D = 38 mm for å oppnå bedre bildekvalitet med et relativt lite tap i penetreringskraft. Okularet var en negativ linse med en brennvidde på -50 mm, noe som ga en forstørrelse på 33 ganger. Siden i denne utformingen av teleskopet er okularet plassert foran fokalplanet til objektivet, var den totale lengden på røret 1440 mm.

Ringwood anser at den største ulempen med Galileo-teleskopet er dets lille synsfelt - bare 10 ", eller en tredjedel av måneskiven. Dessuten er bildekvaliteten svært lav ved kanten av synsfeltet. Ved å bruke en enkel Rayleigh-kriterium som beskriver diffraksjonsgrensen for oppløsningen til objektivet, man kan forvente kvalitetsbilder i 3,5-4,0". Imidlertid reduserte kromatisk aberrasjon den til 10-20". Teleskopets penetreringskraft, estimert med en enkel formel (2 + 5lg D), ble forventet rundt +9,9 m . Men i virkeligheten var det ikke mulig å oppdage stjerner svakere enn +8 m.

Når du observerte månen, presterte teleskopet bra. Den klarte å se enda flere detaljer enn det som ble tegnet av Galileo på hans første månekart. "Kanskje Galileo var en uviktig tegner, eller var han ikke veldig interessert i detaljene på månens overflate?" Ringwood undrer seg. Eller kanskje Galileos erfaring med å lage teleskoper og observere med dem fortsatt ikke var stor nok? Vi tror at dette er grunnen. Kvaliteten på brillene, polert av Galileos egne hender, kunne ikke konkurrere med moderne linser. Og selvfølgelig lærte Galileo ikke umiddelbart å se gjennom et teleskop: visuelle observasjoner krever betydelig erfaring.

Forresten, hvorfor gjorde ikke skaperne av de første spottingskopene - nederlenderne - astronomiske funn? Etter å ha tatt observasjoner med teaterkikkert (2,5-3,5 ganger forstørrelse) og med feltbriller (7-8 ganger forstørrelse), vil du legge merke til at en avgrunn ligger mellom deres evner. Moderne høykvalitets 3x-kikkerter gjør det mulig (når man observerer med ett øye!) knapt å legge merke til de største månekratrene; det er åpenbart at et nederlandsk rør med samme forstørrelse, men av lavere kvalitet, ikke engang kunne gjøre dette. Feltkikkerter, som gir omtrent samme evner som Galileos første teleskoper, viser oss Månen i all sin prakt, med mange kratere. Etter å ha forbedret det nederlandske røret, etter å ha oppnådd flere ganger høyere forstørrelse, gikk Galileo over "terskelen til funn". Siden da, i eksperimentell vitenskap, har ikke dette prinsippet feilet: hvis du klarer å forbedre enhetens ledende parameter flere ganger, vil du definitivt gjøre en oppdagelse.

Galileos desidert mest bemerkelsesverdige oppdagelse var oppdagelsen av de fire satellittene til Jupiter og skiven til selve planeten. I motsetning til forventningene forstyrret ikke den lave kvaliteten på teleskopet observasjoner av Jupiter-satellittsystemet. Ringwood så tydelig alle fire satellittene og var i stand til, som Galileo, å notere bevegelsen deres i forhold til planeten hver natt. Riktignok var det ikke alltid mulig å fokusere bildet av planeten og satellitten godt samtidig: den kromatiske aberrasjonen til linsen var veldig forstyrrende.

Men når det gjelder Jupiter selv, kunne ikke Ringwood, i likhet med Galileo, oppdage noen detaljer på planetens skive. Svake kontrasterende breddebånd som krysser Jupiter langs ekvator ble fullstendig vasket ut som et resultat av aberrasjon.

Et veldig interessant resultat ble oppnådd av Ringwood da han observerte Saturn. Som Galileo, ved en forstørrelse på 33 ganger, så han bare svake hevelser ("mystiske vedheng," som Galileo skrev) på sidene av planeten, som den store italieneren selvfølgelig ikke kunne tolke som en ring. Ytterligere eksperimenter av Ringwood viste imidlertid at når man brukte andre okularer med høy forstørrelse, kunne tydeligere trekk ved ringen fortsatt sees. Hvis Galileo hadde gjort dette i rett tid, ville oppdagelsen av Saturns ringer ha funnet sted nesten et halvt århundre tidligere og ville ikke ha tilhørt Huygens (1656).

Observasjoner av Venus viste imidlertid at Galileo raskt ble en dyktig astronom. Det viste seg at fasene til Venus ikke er synlige ved den største forlengelsen, fordi dens vinkelstørrelse er for liten. Og først da Venus nærmet seg jorden og i fase 0,25 nådde dens vinkeldiameter 45 ", ble halvmåneformen merkbar. På den tiden var dens vinkelavstand fra solen ikke lenger så stor, og observasjoner var vanskelige.

Det mest kuriøse i Ringwoods historiske forskning var kanskje avsløringen av en gammel misforståelse om Galileos observasjoner av solen. Inntil nå var det generelt akseptert at det var umulig å observere solen med et galileisk teleskop ved å projisere bildet på en skjerm, fordi den negative linsen til okularet ikke kan bygge et ekte bilde av objektet. Bare teleskopet til Kepler-systemet med to positive linser, oppfunnet litt senere, gjorde det mulig. Det ble antatt at den første som observerte solen på en skjerm plassert bak okularet var den tyske astronomen Christoph Scheiner (1575-1650). Han skapte samtidig og uavhengig av Kepler i 1613 et teleskop med lignende design. Hvordan observerte Galileo solen? Det var tross alt han som oppdaget solflekker. I lang tid var det en tro på at Galileo observerte dagslyset med øyet gjennom okularet, ved å bruke skyene som lysfiltre eller så på solen i tåken lavt over horisonten. Det ble antatt at Galileos tap av syn i alderdommen delvis ble provosert av hans observasjoner av solen.

Ringwood oppdaget imidlertid at til og med Galileos teleskop kunne produsere en ganske grei projeksjon av solbildet på skjermen, med solflekker synlige veldig tydelig. Senere, i et av Galileos brev, oppdaget Ringwood en detaljert beskrivelse av observasjoner av solen ved å projisere bildet på en skjerm. Det er merkelig at denne omstendigheten ikke ble notert tidligere.

Jeg tror at enhver amatør av astronomi ikke vil nekte seg selv gleden av å "bli Galileo" på noen kvelder. For å gjøre dette trenger du bare å lage et galileisk teleskop og prøve å gjenta oppdagelsene til den store italieneren. Som barn laget en av forfatterne av dette notatet Keplerian-rør av brilleglass. Og allerede i voksen alder kunne han ikke motstå og bygde et instrument som ligner på Galileos teleskop. Linsen som ble brukt var en 43 mm diameter festelinse med en styrke på +2 dioptrier, og et okular med en brennvidde på ca -45 mm ble tatt fra en gammel teaterkikkert. Teleskopet viste seg å være lite kraftig, med en forstørrelse på bare 11 ganger, men det hadde også et lite synsfelt, ca. 50" i diameter, og bildekvaliteten var ujevn, og ble betydelig dårligere mot kanten. bildene ble mye bedre når objektivet ble åpnet til en diameter på 22 mm, og enda bedre - opptil 11 mm. Lysstyrken på bildene ble selvfølgelig redusert, men observasjonene av månen hadde til og med godt av dette.

Som forventet, når du ser på solen projisert på en hvit skjerm, produserte dette teleskopet et bilde av solskiven. Det negative okularet økte objektivets ekvivalente brennvidde flere ganger (teleprinsipp). Siden det ikke er informasjon om hvilket stativ Galileo monterte teleskopet sitt på, observerte forfatteren mens han holdt røret i hendene, og brukte en trestamme, et gjerde eller en åpen vindusramme som støtte for hendene. Ved 11x var dette nok, men ved 30x kunne Galileo åpenbart ha problemer.

Vi kan anta at det historiske eksperimentet for å gjenskape det første teleskopet var en suksess. Nå vet vi at Galileos teleskop var et ganske upraktisk og dårlig instrument fra moderne astronomis synspunkt. På alle måter var den underlegen selv dagens amatørinstrumenter. Han hadde bare én fordel - han var den første, og skaperen hans Galileo "presset ut" alt som var mulig fra instrumentet hans. For dette hedrer vi Galileo og hans første teleskop.

Vær Galileo

I år ble 2009 erklært som det internasjonale astronomiåret til ære for 400-årsjubileet for teleskopets fødsel. I datanettverket, i tillegg til de eksisterende, har det dukket opp mange nye fantastiske nettsteder med fantastiske bilder av astronomiske objekter.

Men uansett hvor fulle av interessant informasjon nettsteder var, var hovedmålet med MGA å demonstrere det virkelige universet for alle. Derfor var blant de prioriterte prosjektene produksjon av rimelige teleskoper tilgjengelig for alle. Det mest massive var "galileoskopet" - en liten refraktor designet av svært profesjonelle astronomer-optikk. Dette er ikke en eksakt kopi av Galileos teleskop, men snarere dens moderne reinkarnasjon. "Galileoskopet" har en to-lins akromatisk glasslinse med en diameter på 50 mm og en brennvidde på 500 mm. Det 4-linse plastokularet gir en forstørrelse på 25x og 2x Barlow bringer det opp til 50x. Synsfeltet til teleskopet er 1,5 o (eller 0,75 o med en Barlow-linse). Med et slikt verktøy kan du enkelt "gjenta" alle oppdagelsene til Galileo.

Imidlertid ville Galileo selv med et slikt teleskop ha gjort dem mye større. Verktøyets prislapp på $15-20 gjør det virkelig tilgjengelig for publikum. Merkelig nok, med et standard positivt okular (selv med en Barlow-linse), er "galileoskopet" faktisk et Kepler-rør, men når det brukes som et okular med en Barlow-linse alene, lever det opp til navnet sitt, og blir et 17x galileisk rør. Å gjenta oppdagelsene til den store italieneren i en slik (original!) konfigurasjon er ikke en lett oppgave.

Dette er et veldig praktisk og ganske masseverktøy, egnet for skoler og nybegynnere innen astronomi. Prisen er betydelig lavere enn tidligere teleskoper med lignende egenskaper. Det vil være svært ønskelig å kjøpe slike instrumenter til skolene våre.