Телескопические системы, их оптические схемы и характеристики

Размещено на http://www.allbest.ru/

Пятигорск 2022

Частное профессиональное образовательное учреждение «Северо-Кавказский колледж инновационных технологий» ЧПОУ «СККИТ»

РЕФЕРАТ

по дисциплине Теория и расчет оптических систем:

«Телескопические системы, их оптические схемы и характеристики»

УДК УТВЕРЖДАЮ Директор ЧПОУ «СККИТ»

А.В. Жукова

«16» декабря 2022 г.

Специальность: 31.02.04 Медицинская оптика

Выполнил: Овчинникова Вера Михайловна, студент 2.1 курса

Научный руководитель: Гордиенко А.Е.

Содержание

• 1. Телескопическая система 3
• 2. Характеристики телескопической системы 5
• 3. Схемы телескопических систем 9
• Список литературы 16


1. Телескопическая система

Телескопическая система - оптическая система, с помощью которой можно рассматривать увеличенное изображение удаленного объекта.

К числу таких приборов относятся бинокли, зрительные трубы, телескопы, перископы, дальномеры и геодезические приборы (теодолиты, нивелиры и другие).

Схема телескопической системы состоит из двух компонентов: объектива и окуляра. Располагают их таким образом, чтобы задний фокус объектива совпадал с передним фокусом окуляра. Объектив создает действительное перевернутое изображение предмета в своей задней фокальной плоскости, а окуляр позволяет рассматривать это изображение глазом (рис. 5.1).

Для компенсации дефектов глаза (близорукость, дальнозоркость) в зрительных трубах обычно предусматривается возможность фокусировки (продольного перемещения) окуляра.

Поскольку рассматриваемые предметы находятся бесконечно далеко, входные пучки считаются параллельными. От осевых предметных точек приходят пучки параллельные оптической оси, от внеосевых предметных точек приходят пучки, наклоненные к оси под углом (рис. 5.1). Из телескопической системы пучки будут выходить под углом wў.

Фокусы телескопической системы расположены в бесконечности, фокусные расстояния равны бесконечности.

2. Характеристики телескопической системы

Рассмотрим основные характеристики телескопических систем.

Видимое увеличение телескопической системы.

Видимое увеличение телескопической системы можно выразить через отношение фокусного расстояния объектива к фокусному расстоянию окуляра:

(1.1)

Если видимое увеличение положительное (G--> 0 ), то изображение прямое. Если видимое увеличение отрицательное (G--< 0 ), то изображение перевернутое. Увеличение измеряется в кратах, то есть в разах. Увеличение телескопических систем может быть от 8ґ--для подзорных труб или биноклей до нескольких сотен и тысяч для астрономических телескопов.

Поле зрения телескопической системы.

Угловое поле зрения телескопической системы зависит от углового поля окуляра и видимого увеличения:

tgw = tgw ў .(1.2)

G

Угловое поле окуляра обычно находится в пределах 50 - 70^o , видимое увеличение большинства телескопических систем не превышает телескопических систем не превышает 10 - 30^ґ , поэтому угловое поле Диаметры входного и выходного зрачков телескопической системы

Диаметр выходного зрачка определяется зрачком глаза:

Dў--= Dгл (1.3)

При наблюдении объектов через телескопический прибор глаз должен располагаться в плоскости выходного зрачка, тогда весь свет, входящий в объектив под разными углами к оси, попадет в глаз. Телескопические системы, предназначенные для наблюдений в дневное время, должны иметь выходные зрачки 2-5 мм, а в сумеречное время 5-7 мм.

Диаметры входного и выходного зрачков телескопической системы связаны между собой через видимое увеличение:

D = DўЧ--G. (1.4)

Светосила телескопического прибора пропорциональна квадрату диаметра входного зрачка:

H = gD2 , (1.5)

где g - коэффициент пропорциональности, зависящий от коэффициента пропускания оптической системы.

Угловой предел разрешения телескопической системы.

Угловой предел разрешения телескопической системы зависит от диаметра входного зрачка. Если взять среднюю длину волны углового разрешения от диаметра входного зрачка, выраженного в мм, будет следующей:

(1.6)

Например, если диаметр входного зрачка 6 м, то разрешающая способность телескопической системы составит

При наблюдении глазом разрешающая способность телескопического прибора ограничивается пределом разрешения глаза

Yгл = 1ў--.

Угловые пределы разрешения телескопа в пространстве предметов и в пространстве изображений связаны между собой через видимое увеличение:

Yў--=--Y--Ч--G--, причем

Yў--=--Y--_гл

Для того, чтобы глаз полностью использовал разрешающую способность телескопической системы, ее полезное видимое увеличение должно быть

Однако, поскольку выходные зрачки в телескопических системах различного назначения могут иметь разный диаметр, и разрешающая способность глаза в различных условиях наблюдения также может отличаться от стандартной, принято, что полезное увеличение может иметь значение в пределах:

(1.7)

3. Схемы телескопических систем

Рассмотрим несколько типовых схем телескопических систем.

Схема Кеплера.

В схеме Кеплера объективом и окуляром является положительная оптическая система (рис. 5.2). Объектив создает перевернутое действительное изображение в своей задней фокальной плоскости, которое можно наблюдать с помощью окуляра. Задняя фокальная плоскость объектива совпадает с передней фокальной плоскостью окуляра, так что падающий на объектив параллельный пучок лучей выходит из окуляра также параллельным.

Одним из недостатков схемы Кеплера является большая длина оптической системы

L = fоўб + fоўк ),

причем чем больше увеличение, тем длиннее должна быть система Кеплера. Например, при фокусном расстоянии окуляра

и увеличении G--= 40ґ--, фокусное расстояние объектива

а общая длина системы

Еще одним недостатком системы Кеплера является перевернутое изображение. Это не имеет особого значения для исследования небесных тел, но представляет неудобство для наблюдения земных объектов. Поэтому в биноклях и зрительных трубах приходится применять оборачивающие системы, которые обычно ставятся между объективом и окуляром (рис. 5.3). Оборачивающие системы могут быть линзовые или призменные. Линзовые оборачивающие системы (рис. 5.3) еще больше увеличивают длину всей системы.

Призменные оборачивающие системы состоят из стеклянных призм, действующих, как зеркала (рис. 5.4). Они сокращают длину всей системы, но при этом увеличивается масса прибора, к тому же возникают трудности технологического характера, связанные с изготовлением и юстировкой призм. Такие системы обычно используются в биноклях большого увеличения.

Рис. 5.4. Призменная оборачивающая система.

Одним из главных достоинств системы Кеплера является наличие промежуточного изображения в фокусе объектива, куда можно поставить сетку (прозрачную пластинку со шкалой) и с ее помощью производить точные измерения углов и расстояний.

Оптические системы, построенные по схеме Кеплера, используются для телескопов, подзорных труб, дальномеров, морских биноклей большого увеличения (до 20^ґ ), а также для измерительных систем.

Схема Галилея.

В телескопической системе по схеме Галилея в качестве объектива используется положительная оптическая система, а в качестве окуляра - отрицательная (рис. 5.5). Задний фокус положительного объектива совпадает с передним фокусом отрицательного окуляра. При таком расположении промежуточное изображение отсутствует.

Достоинствами схемы Галилея являются прямое изображение и меньшая длина по сравнению со схемой Кеплера. В такой схеме общая длина вычисляется не как сумма, а как разность (по модулю) фокусных расстояний объектива и окуляра:

Однако у этой схемы есть и свои недостатки. Во-первых, у системы Галилея малое поле зрения, причем, чем больше увеличение телескопа, тем меньше поле зрения. Во-вторых, в системе Галилея отсутствует промежуточное изображение (некуда поставить сетку), поэтому использовать такую систему в измерительных приборах нельзя.

Использование системы Галилея (малая длина и прямое изображение) особенно удобно для театральных биноклей с увеличением от двух до трех крат. Система Галилея также применяется для систем сумеречного и ночного наблюдения и в видоискателях фотоаппаратов и видеокамер.

Схема Кассегрена.

Зеркальные телескопические системы образуют изображение путем отражения света от зеркальной поверхности сферической или параболической формы. Наибольшее распространение получила двухзеркальная схема Кассегрена (рис. 5.5). После отражения на главном зеркале пучок лучей попадает на вспомогательное зеркало, которое направляет его обратно - через отверстие в главном зеркале. Фокальная плоскость в этой системе располагается за оправой главного зеркала.

В фокальной плоскости зеркала могут быть помещены фотопластинки для фотографирования небесных объектов или любая другая светоприемная аппаратура: спектрографы, фотометры и так далее. Изображение либо получается непосредственно на фотографической пластинке, либо исследуется визуально через окуляр.

Эта система широко применяется в телескопах, установлена она и в Большом Телескопе Азимутальном (БТА). БТА - самый большой оптический телескоп в мире (находится на Северном Кавказе) с главным зеркалом диаметром 6 метров (его вес 650 тонн). Телескоп установлен в башне высотой 53 м с диаметром купола 45,2 м. В настоящее время телескоп обеспечивает выполнение важнейших научных программ.

Расстояние от последней поверхности (от большого зеркала) до фокуса значительно меньше фокусного расстояния, поэтому длина системы Кеплера с таким объективом может быть в несколько раз короче, чем если бы использовался обычный линзовый объектив.

Для того, чтобы обеспечить как можно большее увеличение при стандартном размере выходного зрачка, необходимо применение объективов с предельно большим диаметром. Увеличение диаметра входного зрачка позволяет увеличить и светосилу, и разрешающую способность, что необходимо, скажем, для наблюдения очень слабых звезд. Технически изготовить зеркало большого диаметра легче, чем линзу, так как оптические неоднородности в толще стекла для зеркала не имеют значения, поэтому применение зеркальных систем позволяет увеличить диаметр входного зрачка, а тем самым - увеличение, светосилу и разрешающую способность телескопической системы. К тому же в зеркальных объективах хроматические аберрации намного меньше, чем в линзовых.

Для получения новых научных данных о звездах и галактиках требуется увеличение размеров телескопа. Но чем больше телескоп, тем труднее добиться безукоризненного по качеству изображения. На качество изображения влияют земная атмосфера, остаточные аберрации оптической системы, погрешности оптических поверхностей, термические и весовые деформации оптики, погрешности юстировки телескопа и многое другое.

Самые крупные телескопы мира имеют диаметр зеркала 5-6 метров. Это считается пределом конструкторских возможностей: дальнейшее увеличение диаметра зеркала, осложнив как его изготовление, так и создание самого телескопа, лишь немногим увеличит его разрешающую способность.

Одним из факторов, наиболее сильно воздействующих на разрешающую способность телескопа, является влияние земной атмосферы. Величина размазывания изображения, вызванного атмосферной турбулентностью (неоднородностью показателя преломления атмосферы), составляет несколько секунд даже в самых лучших с точки зрения астроклимата местах. Это, по крайней мере, в 10 раз больше того, что может дать телескоп, зеркало которого изготовлено с точностью, близкой к теоретическому пределу.

Одним из способов повышения разрешающей способности телескопов является вынос его за пределы земной атмосферы. В космических телескопах на качество изображения не влияет неоднородность атмосферы, кроме того, с их помощью возможно проводить исследования в области ультрафиолетовых и рентгеновских лучей, которые земная атмосфера пропускает слабо. Все это позволяет повышать разрешающую способность телескопа в десятки и сотни раз.

Список литературы

1. Бегунов Б.Н., Заказнов Н.П. и др. Теория оптических систем. М.: Машиностроение, 1984.

2. Родионов С.А. Автоматизация проектирования оптических систем. Л.: Машиностроение. 1982.

3. Родионов С.А. Основы оптики. Конспект лекций. СПб: СПб ГИТМО (ТУ), 2000.

4. Русинов М.М. и др. Вычислительная оптика. Справочник. Л.: Машиностроение, 1984.

Размещено на Allbest.ru