Определение эффективности обзора телескопов - Определение эффективности обзоров телескопов с различными размерами и полями зрения для обнаружения небесных тел сближающихся с орбитой земли, установленные в различных местах Северного Кавказа

Мы конкретизировали понятия, используемые в рассматриваемой области, но нужно еще указать характеристики телескопа, предпочтительные с точки зрения обзорных наблюдений. Скажем, что выгоднее: иметь большой диаметр апертуры D или значительный размер поля зрения 2щ при умеренной апертуре. Объем пространства, изучаемый телескопом в течение одной экспозиции, пропорционален произведению телесного угла ? = рщ2, охватывающего поле зрения, и эффективной площади апертуры формула (1)

A = 7rD|/4(1)

Где De эффективный диаметр телескопа, учитывающий экранирование света.

Эффективностью или производительностью обзорного телескопа называют параметр определяемый формулой (2)

E = A Ч ?(2)

Где A - эффективная площадь апертуры, мм2;

Где ? - Диаметр субъективного поле зрения окуляра.

Определим коэффициент центрального экранирования з как отношение диаметров экранирующего элемента и свободного отверстия телескопа. Находим эффективный диаметр объектива определяется формулой (3)

De -- Dy/l -- г]2(3)

Где D - диаметр объектива, мм;

Л - коэффициент центрального экранирования.

Тогда эффективный диаметр телескопа находится по формуле (4)

Где щ - диаметр субъективного поле зрения окуляра. мм;

De - диаметр объектива, мм.

Параметр E употребляется сейчас очень широко, но его нельзя считать универсальной характеристикой мощности обзорного телескопа. В некоторых случаях изучаемые объекты распределены в пространстве неоднородно, в других - мы отдаем предпочтение какой-либо специфической стороне программы наблюдений. Заметим также, что в определении E качество изображений учитывается лишь заданием размеров поля зрения, так что этот параметр предназначен, в основном, для сопоставления наземных телескопов. При тех же размерах поля зрения, которые обеспечивают наземные телескопы, внеатмосферные наблюдения позволят достичь дифракционноограниченных изображений, тем самым существенно увеличив глубину обзора. Если связывать мощность широкоугольного телескопа со значением E, то мы в равной мере заинтересованы в увеличении размеров апертуры телескопа и его поля зрения. Многочисленные оптические схемы и технологические новшества по-разному достигают этих целей.

Создание сети широкоугольных телескопов требует значительных усилий и огромных расходов.

Количество света, прошедшего через объектив, зависит только от его диаметра. Но видимая яркость протяженного объекта в телескоп падает с ростом увеличения. Это и понятно: при большом увеличении одно и то же количество световой энергии распределяется на большую площадь сетчатки и субъективное ощущение яркости падает. Чем меньше увеличение данного телескопа, тем больше визуальная яркость протяженного объекта. Как мы видели, при зрачке выхода больше зрачка глаза часть света бессмысленно теряется. Поэтому максимальная видимая яркость ночью получается при выходном зрачке 6 мм. Очень важно то, что при увеличении диаметра объектива (или зеркала) видимая яркость протяженного объекта не увеличивается. Так равнозрачковое увеличение 100-миллиметрового телескопа равно 17х. Если теперь взять телескоп диаметром 200 мм, то количество прошедшего через объектив света будет в 4 раза больше. Но для 200-миллиметрового телескопа равнозрачковое увеличение равно 34х. В последнем случае изображение объекта, например туманности, увеличится вдвое, а площадь, которую оно займет на сетчатке, возрастет в 4 раза. Ясно, что вчетверо уменьшится освещенность сетчатки и вчетверо упадет видимая наблюдателем яркость. Иначе говоря, все телескопы при равно-зрачковом (минимальном разумном) увеличении показывают протяженные объекты одинаковой яркости, и эта яркость та же, что и яркость для невооруженного глаза.

Почему же в более крупный телескоп слабые объекты видны явно более эффектно? Дело в том, что при наблюдении в крупный телескоп возрастают видимые размеры объекта, и глаз начинает различать детали, которые он не видел при меньших увеличениях.

В течение десятилетий существует одно из самых нелепых утверждений, что светосильные телескопы, т. е. телескопы с большим относительным отверстием, предпочтительнее для наблюдений комет и туманностей. Предыдущие рассуждения показывают, что телескоп с большим относительным отверстием потребует для равнозрачкового увеличения короткофокусный окуляр, а телескоп с малым относительным отверстием - длиннофокусный. В общем случае

Fok = ?Чdзр(5)

Где ? - относительное фокусное расстояние, мм; dзр - диаметр выходного зрачка, мм;

Для равнозрачкового увеличения нужен окуляр с фокусным расстоянием значение находится по формуле (6)

Fok = VЧ6(6)

Например, при относительном отверстии объектива 1/10 (относительное фокусное расстояние V =10) потребуется окуляр с фокусным расстоянием /ок=10х6=60 мм.

Если под светосилой понимать большие возможности телескопа при рассматривании слабых протяженных объектов, то ясно, что только телескоп с большим диаметром и меньшими световыми потерями можно с натяжкой назвать светосильным. Относительное отверстие здесь ни при чем.

Рассмотрим вопрос о предельно слабых звездах, видимых в телескоп. Большой объектив соберет больше света, и точечные изображения звезд будут ярче. С другой стороны, при возрастании увеличения небо, являясь слабым протяженным объектом, будет выглядеть более темным, и на его фоне слабые точечные звезды выступят заметнее. Так будет до тех пор, пока увеличение не достигнет разрешающего, когда появятся первые признаки дифракционной картины. Тогда звезды станут видны, как крошечные, но уже протяженные объекты, и при дальнейшем росте увеличения их яркость начнет падать. И. Боуэн и Р. Колман дают эмпирическую формулу, которая учитывает и увеличение телескопа и размывание звездных изображений атмосферной турбулентностью

Mvis = C+2,5lgD+2,5lg(7)

Где D-диаметр объектива, см;

Г-увеличение телескопа между равнозрачковым и разрешающим, крат;

С-качество изображения. При отличных изображениях С=3,9, при хороших С=3,3-3,9, при средних 2,5-3,3, при плохих С=1,8-2,5, при очень плохих С<1,8.

Для практического определения проницающей силы телескопа существует несколько природных тест-объектов. Например, Плеяды содержат 28 звезд ярче 7,5m, и по ним можно испытать бинокль или подзорную трубу. Приложение 1 показывает в Плеядах звезды до 11m. Этого достаточно для испытаний труб диаметром до 75-80 мм. Зная, что в шаровом скоплении М 13 в созвездии Геркулеса имеется около 30 звезд ярче 13,6m, можно испытать и 150-миллиметровый телескоп. В его поле зрения должно быть видно не только туманное пятно скопления, но и "мелкая звездная пыль" внутри него.

Нужно ли говорить, что для подобных испытаний нужны ночи с исключительно прозрачным и черным небом, когда невооруженным глазом видны звезды до 6,2--6,5m.

Эффективность (пропускание) телескопа с учетом экранирования вторичным зеркалом и растяжками, потерь на отражениях от зеркал и линз и на поглощение в линзах находится по формуле (8)

E=(1-(рb2/4+KЧHЧ(D-b)/2)/(рD2/4)) Ч (AN)NЧ(AM)MЧ (1-G/100%)ZЧ100% (8)

Где b - Размер малой оси диагонального или диаметр вторичного зеркала, мм;

K - Количество растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа, шт;

H - Толщина растяжек, удерживающих вторичное зеркало телескопа, мм;

D - Диаметр главной линзы или зеркала, мм;

AN - Коэффициент отражения (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей;

AM - Коэффициент пропускания (от 0 до 1) на каждой из этих поверхностей;

N - Количество отражающих поверхностей, шт;

M - Количество преломляющих поверхностей, шт;

Z - суммарная толщина линз, мм;

G - коэффициент поглощения в линзах;

Похожие статьи




Определение эффективности обзора телескопов - Определение эффективности обзоров телескопов с различными размерами и полями зрения для обнаружения небесных тел сближающихся с орбитой земли, установленные в различных местах Северного Кавказа

Предыдущая | Следующая