Optik teleskoplar sharxi - Астрономия - Дипломные работы

Информация о документе

Цена	9000UZS
Размер	285.0KB
Покупки	0
Дата загрузки	24 Сентябрь 2019
Расширение	doc
Раздел	Дипломные работы
Предмет	Астрономия

Optik teleskoplar sharxi

Купить

KIRISH. Hozirgi kunda zamonaviy teleskoplarning optik tizimlari juda xilma-xil bo’lib ketdi. Dastlab Goliley tomonidan yaratilgan rebraktor optik tizimi bizga yaxshi ma’lum linzalardantashkil topgan.1668-yilda Wyuton tomonidan ko’zguli reblektr tizimi ishlab chiqildi ya’ni yaratildi. Bu ikkala teleskopning bir-biridan farqi optik sxemasida mujassamlashgan.Hozirgi kunda ishlab chiqarilayotgan teleskoplarning optik tizimlari ko’rsatib o’tilgan optik teleskoplarning tizimlaridan jiddiy farqlarga ega. Mavzuning dolzarbligi. Kundalik turmushda biz ko’proq reblektrlardan olingan ma’lumotlardan bohabar bo’lamiz. Aytmoqchimizki hozirgi zamonda ko’zguli teleskoplar ishlab chiqarish keng yo’lga qo’yildi. Linzali teleskoplar esa deyarli ishlab chiqarilmaydi. Buning asosiy sababi teleskoplarni ishlab

Mavzuning maqsadi va vazifasi. ushbu bitiruv malakaviy ishimning asosiy maqsadi optik tizimlarni tadqiq etish bo’yicha ilmiy manbalarni optik tizimlar bila tanishib chiqish ularni o’rnatiladigan mehanik qismlari misol uchun mantirofka bilan o’rganib chiqish,optic tizimlardagi hatoliklarni ilmiy asosda tahlil qilish orqali o’rganib bartaraf etish usullari bilan tanishib chiqishdan iboratdir. Misol uchun optik tizimdagi sferik operatsiyalar ko’zgudan qytgan nurlarni focus nuqtada yig’ilishi bilan bog’liqligini yaxshi bilamiz,aytmoqchimizki optik tizimlarning shunga o’xshash hatoliklarini manbalarini yaxshi tushunamiz ammo ularni bartaraf etish juda murakkabdir. Shuning uchun ham bitiruv malakaviy ishimning maqsadi yuqoridagilarga asoslangan vazifasi to’plangan ma’lumotlarni tahlil qilishdan

I.Bob. Optik teleskoplar sharxi. Teleskoplar - astrofizik tadqiqotlar qilishda astronomlarning asosiy quroli boiib xizmat qiladi. Birinchi teleskop 1609-yili italyan olimi Galiley tomonidan ishga tushirilib, olim o'z instrumenti yordamida birdaniga bir nechta kashfiyot qildi. Xususan u Oyning relyefi Yernikiga o'xshashligi, Yupiter atrofidagi 4 yo'ldoshining mavjudligi, Veneraning fazalari, Quyoshning dog'i va Somon yo'lini yulduzlar tashkil qilganligini aniqladi. Bu kashfiyotlar teleskopning osmon jismlarining tabiatini o'rganishda juda katta imkoniyatlari mavjudligini ma'lum qilib, astronomiyada yangi davrning ochilishidan darak berdi. Teleskopning ixtiro qilinishi astrofizikada muhim voqea bo'lib, u olam tuzilishi haqida ilmiy dunyoqarashning shakllanishi

Obyektivining fokusidan oldin bosh optik o'qqa burchak ostida qo'yilgan yassi ko'zgu yordamida fokusni trubadan yon tomonga chiqarilgan teleskop Nyuton fokusli yoki sistemali reflektor deyiladi (58-rasm, 1). Bunday teleskop fokusidan keyin o'rnatilgan botiq sferik ko'zgu yordamida teleskop bosh ko'zgusining (obyektivining) markaziy teshigi orqali fokusi tashqariga chiqarilgan sistema Gregori sistemali reflektor deyiladi (58-rasm, 2). Va nihoyat, bosh ko'zgu fokusidan oldin o'rnatilgan qavariq ko'zgu yordamida, sistema fokusi obyektiv markazi teshigidan tashqariga chiqarilgan sistema Kossegren sistemali reflektor deyiladi (58-rasm, 3). Garchi bunday sistemalarda nurning qo'shimcha ko'zgulardan qaytishi hisobiga anchayin nur yo'qolsa-da, telesk

juda muhimdir. Shuning uchun ham refraktorlar astrometriyaning asosiy instrumentlaridan hisoblanadi. Ko'zguli teleskoplarda tasvir bosh ko'zguning optik o'qi yaqinidan qaytgan nurlarda juda tiniq chiqib, bosh optik o'qdan uzoqdan qaytgan nurlarda buzila boshlaydi (o'qdan tashqari aberratsiya tufayli). Shu bois reflektorlar yordamida osmonning taxminan 5°x5°dan katta maydonini rasmga olish maqsadga muvofiq bo'lmaydi. Buning uchun maxsus ko'zguli-linzali teleskoplardan foydalanishga to'g'ri keladi. 1. Sferik aberratsiyadan xoli teleskoplarni yasash ustidagi izlanishlar ko'zguli- linzali teleskoplarning yaratilishiga sabab bo'ldi. Bunday turdagi birinchi teleskop 1930-yilda taklif qilingan bo'lib, u Shmidt sistemasi deb yuritiladi. Shmidt sistem

Minskli reflektorlar, axromatik obyektivlarga nisbatan qariyb ming marta kam xromatik aberratsiyaga ega bo'lib, oddiy shisha-krodedan qilinganligi bilan qulay. Meniskli sistemadagi teleskoplar uzun truba, hashamatli minora (kupol) talab qilmasligi, binobarin, kam xarajatliligi bilan ham katta ahamiyat kasb etadi. Meniskli teleskoplarning o'lchami ham Shmidt sistemasmiki kabi D ko'rinishda yozilib, D- meniskning diametrini, D,- esa bosh ko'zguning diametrini xarakterlaydi. Birinchi yirik meniskli teleskop 50/67 sm Olma-ota obsevatoriyasida, keyinroq. undan kattarog'i 70/100 sm li Abastuman observatoriyasida ishga tushirildj meniskfi teleskoplar ta'lim maktablari uchun chiqariladi. 1.1 Optik teleskoplarni yaratilish tarixi va ish prinsipi. Teleskopningf xHsusiyatini x

rasm. Maksutovning ko'zguli-meniskli sistemas bo'lib, nisbiy teshikning kvadratiga proporsional bo'ladi. Biroq teleskopning nisbiy teshigini istalgancha katta qilish, o'qdan tashqari aberratsiyaning vujudga kelishiga xalaqit qiladi. Shuning uchun ham reflektorda nisbiy teshikni 0,33 gacha, ko'zguli- linzali teleskoplarda esa 1 gachagina olish mumkin. Vizual teleskoplarning asosiy xarakteristikasi teleskopni kattalashtirish bo'lib u, obyektiv F fokus oralig'ining f okulyar fokus oralig'iga nisbati bilan topiladi:

f a bu o'rinda a - osmon obyektining oddiy ko'z bilan qaralgandagi ko'rinish burchagini, P - teleskopning okulyari orqali qaralganda uning ko'rinish burchagini xarakterlaydi. Ma'lum bir obyektivli teleskopda jismni kattalashtirish, tanlangan okulyarning fokus oralig'iga bog'liq bo'lib, u oraliq qancha kichik boisa shuncha katta kattalashtirishga erishiladi. Biroq bu ma'lum obyektiv uchun istalgancha kichik fokus oraliqli okulyarni qo'llab, teleskopda xohlagancha kattalashtirishga erishish mumkin ekan degan xulosani bermasligi kerak. Chunki kattalashtirish ortgani sayin, teleskopda ko'rish maydonining o'lchami kichrayib boradi. Masalan, 30 marta kattalashtiruvchi teleskopda, diametrining yoy o'lchami - 32' bo'lgan Oy butunlay ko&#3

rasm. Nuqtaviy manba ravshanligining taqsimlanishi. tuyulsa-da, aslida diffraksiya hodisasi tufayli eng sifatli obyektiv ham nuqtaviy obyektning tasvirini nuqta ko'rinishida yasay olmaydi. Teleskopning fokal tekisligida nuqtaviy tasvir o'rniga difraksion halqalar bilan o'ralgan dumaloq dog'cha vujudga keladi (60-rasm: a- tasvirning konturi; 6- obyektning tasviri), bu dumaloq dog'chaning burchak diametri ifoda bilan radianda o'lchanadi; bu yerda D - obyektivning diametrini, X esa yorug'likning to'lqin uzunligini xarakterlaydi. Agar teleskopda nurlanishni qayd qiluvchi (priyomnik) vazifani ko'z bajarayotgan bo'lsa, uning ajrata olish kuchini topish uchun X o'rniga ko'zning spektral sezgirligining maksimumiga to'g'ri kelgan nurlanishning

kelayotgan nurlar О – obyektivdan o'tgach,uningF-fokaltekisligida S va S' 2 tasvirlarniyasaydi. Bu tasvirlar orasidagi chiziqli masofa l deyilsa, u holda L=2Fxtg a 2 bo'ladi, bu o'rinda F- obyektivning fokus oralig'i. Odatda a juda kichik burchak bo'lganidan a radianlarda o'lchanganda, uni l = F - a ko'rinishda, yoki a graduslarda o'lchanganda l=F a 57˚3 ko'rinishda yozish mumkin. Unda tasvirning masshtabi H = a = a= 57º3 ko'rinishda topiladi. l F Agar F mm larda o'lchansa, tasvirning masshtabi ham mm da larda belgilanadi.

rasmi. Fotografik tasvirning chiziqli o'lchami 1.2. Teleskopning optik tizimini tashkil etuvchi elementlari. Bunday teleskopga yulduzlar osmonini suratga tushirishga mo'ljallangan astrograflar (yuqorida tilga olingan Astronomiya institutining normal astrograf) misol bo'la oladi Normal astrograf (chapda) va qo'shaloq ob'yektivli astrograf (o'ngda). Refraktorlar Quyosh va Oyni, sayyoralarni suratga olishda ham ishlatiladi. Astrografda fotoplastinka yoki fotoplyonkaga tushirilgan yulduzlar osmoni surati olinadi, u negativ deb ataladi va negativ yulduzlaming aniq koordinatalarini o'lchashda qo'llaniladi.

Ma'lumki, linzali ob'yektivlar xromatik aberratsiyaga ega. Bu kamchilik astrografda tor spektral diapozonda suratga olish orqali bartaraf etiladi. Har xil ranglarda refraktorning fokus masofasi har xilligi xromatik abarratsiya tufayli ro'y beradi. Xromatik aberratsiyani kamaytirish maqsadida, refraktor, qo'llanilishi ko'zda tutilgan nurlanish priyomnigining sezgirligi maksimumga mos keladigan spektral diapozon uchun hisoblanadi va yasaladi. Masalan, xromosfera teleskopi vodorod atomi spektral chiziqlarining birida (H„) Quyoshni suratga olishga mo'ljallangan (rasm). Bu chiziq ichida (uning kengligi -0.2 nm) xromatik aberratsiya ta'siri sezilmaydi. Fotografik astrografda sezgirlashtirilmagan oddiy emulsiya surilgan fotoplastinkaga ( sezgirligi maksimumi A, max =42

1.1 – rasm. Normal astrograf (chapda) va qo'shaloq ob'yektivli astrograf (o'ngda).

Shuningdek, fotovizual astrograf ham qo'llaniladi. Uning ob'yektivi A, max =550 nm uchun hisoblanadi. Rangli shisha filtr (nur saralagich) va sezgirlashtirilgan fotoplastinka yordamida tor (100 nm) spektral diapozon ajratiladi va osmon yoritqichlari shu diapozonda suratga olinadi. Astrograflar yulduzlar osmonining keng sohasini suratga tushirishga mo'ljallanadi. Shuning uchun ularning yaxshi, sifatli ko'rish maydoni yetarli darajada keng bo'lishi kerak. Masalan, Kitob shahri (Qashqadaryo viloyati) yaqinidagi observatoriyada o'rnatilgan qo'sh quvrli (ob'yektivli) astrografhing (2.7 b-rasm) ko'rish maydoni 5x5°=25 kv gradusga teng. Quvrlarning ikkalasi ham fotografik teleskop hisoblanadi. Bunday qo'sh quvrli teleskoplarning ayrimlarida quvrlardan f bir

o'rnatiladi. Bu yassi ko'zgu ob'yektivdan qaytgan va yig'ilayotgan nurlarni yon tomonga qaytaradi. Kichik (u odatda bosh ko'zgudan o'n marta kichik) yassi ko'zgu bosh ko'zguning markaziy qismini bekitib to'radi. Bu uning optik kuchini biroz kamaytiradi, xolos. Kassegren tizimida bosh parabolik botiq ko'zguning fokusi (u bosh fokus deb ataladi) oldiga, undan ma'lum uzoqlikda, optik o'qqa tik holda qabariq giperbolik ko'zgu o'rnatiladi va undan qaytgan va yig'ilayotgan nurlar bosh ko'zguning o'rtasidagi teshikdan o'tib, uning orqasida, kassegren fokusida, kesishadi va tasvir hosil qiladi. 1.2-rasm. . Nyuton, Kassegren, Gregori va Richi-Kreten teleskopik tizmlarda osmon yoritqichidan kelayotgan (rasmda o'ngdan) nurlar

F 9 =F r F 2 /(F l+ F 2 -d) formula yordamida hisoblanadi va tizimning asosiy ko'rsatgichi hisoblanadi. Bu yerda F] - bosh ko'zguning (botiq parabolik), F2 - qo'shimcha (qabariq giperbolik) ko'zguning fokus masofalari, d - ko'zgular orasidagi masofa. O'lchash va nazorat qilish asboblari Kassegren fokusiga o'rnatiladi. Kassegren teleskopi uzun fokus masofaga, kichik ko'rish maydon va kam (<1:15) optik kuchga ega, bu nuqtai nazardan Richi-Kreten teleskopi (u Kassegren tizimi singari tuziladi, biroq ko'zgularning ikkalasi ham giperbolik) ikki marta kuchli. Gregori tizimida ikkinchi ko'zgu (u botiq elliptik shaklga ega) bosh fokusning orqasiga o'rnatiladi va undan qaytgan nurlar bosh (parabolik) ko'zgu o'rtasidagi teshikdan o'tib uning or

1 dianletri Nomi Qaterda? Kenlamasi; uzunlamasi dengiz 10.0 Keck Mauna Kea, Hawaii 19 50N; 155 28 W 4123 mKeck II 9.2 Hobby-Eberly Mt. Fowlkes, Texas 30 40 N; 104 1 W 2072 m 8.3 Subaru Mauna Kea, Hawaii 19 50N; 155 28 W 4100 m 8.2 Antu Cerro Paranal, Chile 24 38 S; 70 24 W 2635mKueyen Melipal Yepun 8.1 Gillett Mauna Kea, Hawaii 1950N;155 28W 4100 m Gemini South Cerro Pachon, Chile 30 20 S;70 59 W (approx) 2737 m 6.5 MMT Mt. Hopkins, Arizona 31 41 N; 110 53 W 2600 m Walter Baade La Serena, Chile 29 00.2 S; 4 42 48 W 2282 mLandon Clay 6.0 Bolshoi Teleskop Nizhny Arkhyz, 43 39 N; 41 26 E 2070m LZT British Columbia, 49.28 N; 122.57 W 395m 5.0, Hale Palomar Mountain, 33 21 N; 116 52 W 1900 m 4.2 William Herschel La Palma, Canary Islands, 28 46 N; 17 53 W 2400 m SOAR Cerro Pachon, Chile 30 20 S;

New Technology Cerro La Silla, Chile 29 15 S; 70 44 W 2400 m ARC Apache Point, New Mexico 32 47N; 105 49 W 2788 m WIYN Kitt Peak, Arizona 31 57N; 111 37 W 2100 m Starfire Kirtland AFB, New Mexico 1900 m 3.0 Shane Mount Hamilton, 37 21 N; 121 38 W 1300 m NASA IRTF Mauna Kea, Hawaii 19 50 N; 155 28 W 4160 m 2.7 Harlan Smith Mt. Locke, Texas 30 40 N; 104 1 W 2100 m 2.6 BAO Byurakan, Armenia 40 20N;44 17E 1405 m Shain Crimea, Ukraine 44 44 N; 34 E 600 m 2.5 Hooker Mt. Wilson, 34 13N; 118 4W 1700 m Isaac Newton La Palma, Canary Islands, 28 45 N; 17 53 W 2382 mNordic Optical du Pont La Serena, Chile 29 00.2 S; 4 42 48 W 2282 m Sloan Digital Sky Survey Apache Point, New Mexico 32 47 N; 105 49 W 2788 m 2.45 CHARA Mt. Wilson, 34 13N;118 4W 1700 m 2.4 Hiltner Kitt Peak, Arizona 3 1 5 7 N ; 1 1 1 3 7

Osmon yoritqichlarining gorizontga nisbatan vaziyati vaqt bo'yicha asta-sekin o'zgarib boradi. Bu, avvalo, Yerni o'z o'qi atrofida sutkaviy aylanishi bilan bog'liq. Shuningdek, yoritqichning haqiqiy harakati yoki Yerning Quyosh atrofida aylanishi bilan bog'liq bo'lgan ko'rinma harakat tufayli uning gorizontga nisbatan vaziyati o'zgarib boradi. Kuzatish mobaynida yoritqich teleskopning ko'rish maydonidan chiqib ketmasligi uchun teleskopni yoritqichning ko'rinma harakati yo'nalishida u bilan bir xil tezlikda aylantirish kerak bo'ladi. Bundan tashqari, har xil yo'nalishdagi osmon yoritqichlarini teleskopda ko'rish uchun teleskopni ikkita o'q atrofida aylantirish zarur bo'ladi. Bu ishni ikki xil usul bilan bajarish mumkin va s

1.3.1- rasm Azimutal qurilma Teleskopni gorizontal va vertikal o ' qlar atrofida aylantirishni ta ' minlaydigan qurilma azimutal montirovka ( montirovka , qurilma ) yoki o ' rnatish deb ataladi . Azimutal qurilma odatda komp ' yuter yordamida boshqariladi va katta aniqlik bilan yoritqichni ko ' rish maydonida ushlab turishga imkon beradi . Azimutal qurilma asosan katta optik va radio - teleskoplarda qo ' llaniladi . Masalan , Rossiya FA ning 6 m li teleskopi BTA ( Bolshoy Teleskop Azimutalniy ) azimutal qurilmadir . Bunday qurilmani qurishdan maqsad o ' nlab tonna keladigan ko ' zgu ortilgan teleskop o ' qlarining egilishini kamaytirishdir . Ekvatorial qurilma va uning turlari. Osmon yoritqichlarining sutkaviy qo'rinma harakati olam o'qi atrofida

Har xil og'ish burchakka ega osmon yoritqichlari tomon teleskopni yo'naltirish uchun uni olam o'qiga tik bo'lgan'o'q atrofida ham aylantirishga to'g'ri keladi. Ikkala o'qqa soat va graduslarga bo'lingan diametri -0,6 m keladigan aylana gardishlar o'rnatilgan. Agar yoritqichning ekvatorial koordinatalar (8, t) i ma'lum bo'lsa, ular yordamida teleskopni yoritqich tomon yo'naltirish mumkin. Bu qurilma ekvatorial qurilma deb ataladi. Ekvatorial qurilmaning uch xil turi mavjud: nemischa, inglizcha va ayrisimon (amerikancha). Nemischa turdagi ekvatorial qurilma balandligi teleskop quvrining uzunligidek keladigan vertikal tayanch ustun uchiga o'rnatiladi. Nemischa qurilma oldindan ma'lum geografik kenglik uchun yasalishi yoki joyning

Ayrisimon turdagi ekvatorial qurilmada teleskop yuklanadigan ayri dastasi qiyshiq (joyning geografik kengligiga mos) asosga tik holda o'rnatiladi. Teleskop quvri o'rnatiladigan o'q esa, ayri shoxlariga joylashtiriladi. Sutkaviy aylanish qiyshiq asosga tik o'q atrofida bo'ladi va soat mexanizmi yordamida ayri dastasi aylantiriladi. Yulduzlarni kuzatishga mo'ljallangan teleskop yulduz soati bo'yicha yuradigan soat mexanizmi yordamida, Quyosh teleskopi esa o'rtacha Quyosh soati bo'yicha olam o'qi atrofida aylantiriladi. Yulduz teleskopi bir yulduz soatida 15° burchakka olam o'qi atrofida aylantiriladi. Teleskopni aniq yo'naltirishni ta'minlash. Soat mexanizmining nosozliklari yoki teleskopning o'matirilishi bilan bog'liq xatolar tufa

elektrik muvozanat tiklanguncha teleskopni o'qlari atrofida buradi. Bu amal ishchi signallarining notabiiy o'zgarishini bartaraf etish yo'li bilan ham bajarilishi mumkin.

2.Bob 2.1. Optik aberratsiyalar manbalari va ularni tasvirga ta’siri . Yulduzlar nuqtasimon yorug iik manbalaridir va teleskopning fokal tekisligida ularning tasviri qancha kichik bo'lsa, tasvirning yorug'ligi shuncha yuqori bo'ladi. Biroq teleskopning optik qismlari va sirtlaridan nurlar o'tayotganda va qaytayotganda o'z yo'nalishlarini har xil o'zgartiradi. Buning sababi optikada aberratsiya (yorug'lik nurini egilishi, chetlashishi) hodisasidir. Fizik laboratoriyada nuqtasimon manba qaralmaydi, shuning uchun optika kursida linzaning nuqsonlari ko'p hollarda sanab o'tiladi xolos, ularni kamaytirish yo'llari qaralmaydi. Astrofizikada kuzatish-tekshirishlarning samaradorligi bu nuqsonlarni kamaytirish bilan bog'liq. Bu nuqsonlarni to'la ba

parabolik ko'zgularda bajariladi (e'tibor bering, televizion antenna parabolik antennadir). Aberratsiyalar ikki turga bo'linadi: fizik va geometrik. Fizik aberratsiya fizik hodisa (muhitning sindirish koeffitsienti har xil rangli nurlar uchun har xilligi) tufayli ro'y bersa (mas. xromatik aberratsiya), geometrik aberratsiya har xil optik sirtlardan har xil burchak ostida tushish, smish va qaytish tufayli ro'y beradi (mas. sferik aberratsiya). Ayrim aberratsiyalar faqat optik o'qdan tashqarida kuzatiladi (koma, astigmatizm, distorsiya). Xromatik aberratsiya linzani sindirish koeffitsienti nurning to'lqin uzunligiga bog'liqligi ( ид & 1/ Л ) tufayli ro'y beradi. Bu yerda X ko'rilayotgan to'lqin uzunligi, X 0 - o'lchanayotgan o'rtacha to&#39

Agar kuzatishlar monoxromatik nurda bajarilayotgan bo'lsa, xromatik aberratsiyaning ta'siri bo'lmaydi. Masalan, koronograf bitta linzali teleskop va unda Quyosh toji yashil toj chizig'i (530.3 nm) nurida suratga olinadi. Bitta linzali ob'yektivning xromatik aberratsiyasi unda hosil bo'lgan diffraktsion gardishchadan kam chetga chiqishi uchun uning fokus masofasi F(cm)»lS.6-D 2 (D,cm) ga teng bo'lishi kerak. Bu juda uzun fokusli, demak, kam optik kuchga ega ob'yektiv bo'ladi va u astrofizik tekshirishlarga yaramaydi. Ko'pchilik yoritqichlarning monoxromatik nurlanishi (radio va rentgen nurlanish bundan mustasno) kuchsiz, shuning uchun keng (100 nm) spektral diapozonda kuzatishlar bajarishga to'g'ri keladi. Bunday hollarda bu har xil rangdagi n

tushuntirish uchun sferik ko'zgudan qaytgan nurlarning fokusga yig'ilishini parabolik ko'zgudan qaytgan nurlarning yig'ilishi bilan solishtirib o'rganamiz. JJ a Paraboloid ^ Sfera jj^-rasm. Sferik aberratsiyani tushuntirish. Bu yerda С sfera markazi, Ф - kozgu fokusi Parabolik ko'zgudan aks qaytgan to'lqin fronti uchun ko'zguning fokusi gomotsentrikdir, sferik ko'zguniki - bunday emas. Shuning uchun sferik ko'zguning optik o'qidan uzoqlashgan sari, undan qaytgan parallel nurlar ko'zguga yaqinroq nuqtalarda kesishadi. Parabolik ko'zguning sirti parabola deb ataluvchi geometrik egri chiziqni uning o'qi atrofida aylanishi natijasida hosil bo'lgan sirtga o'xshash bo'ladi. Parabolik ko'zguga uning o'qiga parallel holda

ham F 0 da kesishadi. Biroq sferik ko'zgudan aks qaytgan va optik o'qdan chetdagi nurlar ko'zguga yaqinroq masofada kesishadi. Buning sababi, optik o'qdan uzoqlashgan sari sferik sirtni parabolik sirtdan chetlashishini kuchaya borishidir. Shuning uchun ayrim hollarda (masalan, Quyosh teleskopida) uzun fokusli sferik ko'zgular qo'llaniladi, chunki bunday ko'zgu paraksial (optik o'k yaqinidagi) nurlar uchun parabolik ko'zgudan farq qilmaydi. Biroq bunday sferik ko'zgu juda kam (1:30) optik kuchga ega va yulduzlarni kuzatishda yaramaydi. Yulduzlarni kuzatishda katta (1:3) optik kuchga ega teleskoplar qo'llaniladi. Sferik ko'zguga yassi to'lqin fronti tushganda sferik aberratsiya ro'y beradi. Sferik ko'zguning sferik aberratsiyasini k

qilgan difraktsion manzaradir. Teleskopning ob'yektivi qancha katta bo'lsa, gardishcha diametri shuncha kichik bo'ladi va u teleskopning ajrataolish kuchini belgilaydi Berilgan D diametrli teleskopda bir xil yorug'likdagi bir-biriga yaqin joylashgan ikkita yulduz alohida-alohida ko'rinadi, agar ularning tasvirlarida bir yulduz tasvirining markazi (yorug'lik maksimumi) ikkinchi yulduz difraktsion gardishchasini o'rab turuvchi qora xalqa (yorug'lik minimumi) o'rtasiga to'g'ri kelsa. Bu shart Reley kriteriyi deb ataladi va difraktsiya nazariyasiga asosan quyidagicha ifodalanadi. Ob'yektiv tomonidan qaralganda, gardishcha atrofidagi qora halqaning radiusi a=1.22-AJD radianga teng. Bu erda Я - nurlanishning to'lqin uzunligi, D - teleskop ob&#3

bajarilayotgan bo'lsa, ko'zning ajrataolish qobiliyati (~60") hisobga olinishi zarur va teleskopni kattalashtirishi К >60-D/12 -5D bo'lishi kerak. Berilgan teleskopda (D) ikkita bir-biriga eng yaqin joylashgan yulduzlarni ko'rinish sharti ideal teleskopda va ideal atmosfera sharoitida yuqorida keltirilgan shartlarda bajariladi. Real ob'yektivning nuqsonlari difraktsion manzarani buzadi. Astronomik ob'yektivlarni yasashda uning nuqsonlari tufayli yulduz tasbirini kengayishi diffraktsion gardishidan chetga chiqmaslik sharti qo'yiladi. Bu shart bajariladigan ob'yektivlarda yaxshi atmosfera sharoitida diffraktsion manzarani ko'rish mumkin. Biz yuqorida, optik o'qqa parallel nurlar hosil qilgan tasvirda kuzatiladigan aberratsiyalar bilan tanishib chiq

maxsus hisoblashlar yo'li bilan tanlangan ikkinchi ko'zgu (u odatda, do'ng giperbolik sirtga ega) bilan bartaraf etiladi. Astigmatizm. Bu nuqson hatto kam yorug'lik kuchga (A) ega teleskoplarning optik o'qidan chetida kuchli bo'lishi mumkin. Astigmatizm ob'yektivga tushayotgan parallel nurlar bilan optik o'q orasidagi burchakning (6) kvadratini (koma bu burchakning birinchi darajasiga proporsional) aperture (A) ga ko'paytmasiga proporsional boiadi. Astigmatizm meredianal va ularga tik yo'nalishdagi sagittal nurlarning fokusi har xil bo'lishi bilan bogiiq. Optik o'qqa 0 buchak ostida tushayotgan parallel nurlar yo'nalishidagi ob'yektivning eng katta kesimi meredional, unga tik yo'nalishdagi kesim esa sagittal kesim deb ataladi. Mer

O'qdan chetda kuzatiladigan aberratsiyalar teleskopning yuqori sifatli tasvir hosil T>o'ladigan maydonini, ko'rish maydonini, kichraytiradi. Masalan, 5 m li Polomar (AQSh) teleskopining (yorug'lik kuchi 1:3.3) qoniqarli ko'rish maydoni diametri 12 mm. Teleskop parabolik ko'zgusining fokus masofasi 17 m va uning 12 mm li ko'rish maydoni diametriga 2.5 yoy minuti to'g'ri keladi. Bu teleskopda Ko'rish maydonining egriligi. Ob'yektivning meredional va sagittal fokuslari o'rtasidagi nuqtada tasvir eng aniq bo'ladi. Biroq bu nuqta optik o'qdan chetlashgan sari undagi tasvir fokal tekislikdan chetlasha boradi. Bu ko'rish maydonining egriligini ko'rsatadi. Ko'rish maydonining egrilanishi 0 proporsional. Ko'rish maydoni ikkinch

gacha kattalashtiradi. Linzalar teleskopning fokusi yaqiniga o'rnatiladi va endi, Oy gardishi, uning markazidan chetigacha aniq ko'rinadi. Hozirgi paytda astrofizik tekshirishlarda keng qo'llaniladigan Richi-Kretyen (amerikalik astronom va optik ustolar Jorj Richi (1864-1945) va A. Kreten) teleskopi ikkita giperbolik ko'zgudan iborat. Giperbolik ko'zguda manfiy (o'qdan chetdagi nurlar o'qdagi nurlardan uzoqroqda yig'iladi) sferik aberratsiya kuzatiladi. Bosh ko'zguning bunday sferik aberratsiyasi va komasini maxsus hisoblab yasalgan ikkinchi giperbolik ko'zgu tuzatadi. Richi-Kreten teleskopining astigmatizmi va maydonning egriligi, uning fokal tekisligi oldiga qo'yiladigan asferik shisha plastinka yordamida bartaraf etiladi. 2.3 Optik teleskoplar

yulduz rangi kuzatilganda o’rtacha 20 foiz susayadi.tungi osmon foni sariq yashil spektor oblastidagi katta bo’lmagan intensevligi taxminan (22,57Bxb/ yoki ˜/,0x10 -6 kvant taqsim smx cx Aº x…) va qizil oblastda qisman ko’proq. Teleskopni yer atmosferasidan tashqaridan chiqarilganda osmon fonini ko’rish oblastida taxminan 50 foizga kamayadi. (22,57Bxb/ dan 23.07 Bxb/ gacha gallaktikadan va ruxsat etilmagan tarqalishgan. Yorug’lik nurlari.

2.3 Optik teleskoplarni samaradorligini xisoblash. Galaktikadagi yulduzlar fotometriyasi o’zi bilan jiddiy muammolarni yuzaga keltirib chiqaradi. Asosiy noaniqliklar huddi qonuniyatdek bir nechta sabablar evaziga hosil bo’ladi. 1.Kuchsiz nuqtaviy obyektlarda yulduzlarning katta qismi. 2.Galaktikada yulduzlar asosan katta zaryadli fon oblastida joylashgan bo’ladi (yulduz atrofida muayyan joydagi son bahosining hatosi hosil bo’ladi. 3.Yulduzlar o’zaro bir biri bilan zid joylashgandir va zich maydon deb ataladigan holatda bazan bir biri bilan ustma ust tushadi. 4.Hamma vaqt ham oddiy masala bo’lmagan galaktikada yulduzlar bilan birgalikda ajralgan ko’p sonli diffuz obyektlar ham paydo bo’ladi. Faraz qilaylik yulduzdan tarqalayotgan nur dastasi L* kvant/sm²·c gat eng bo’lsin u holda zayiflik q

Oddiylik uchun yulduz tasvirini kvadrat shaklida deb qabul qilamiz. Kuchsiz nuqtaviy manba bo’lgan holni qaraymiz. Unda F * =D 2 ß 2 nSt f * <<f ф bo’lsin yani gallaktikalardagi yulduzlar shunday obyektlarga kiradi. Kuchsiz yulduzlarni kuzatganda

Купить

Похожие документы
Faxriy yorliq
Olamning yagona fizik manzarasi
Fazoda tekislik va ularga doir metrik masalalar
Quyosh sistemasi. Quyosh sistemasi va yer. Yerning geografik qobiqlari hamda tiriklik belgilari
Somon yo’li - shimoliy qutbi