Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
25 Квітня 2024, 18:52:36

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Почему увеличение не может быть каким угодно?   

Казалось бы, что, устанавливая линзу Барлоу, увеличивая фокус объектива и используя как можно более короткофокусные окуляры, мы можем получить сколь угодно большое увеличение. Да, это так. Но проку от таких увеличений будет немного и связано это с волновой природой света. Если посмотреть на изображение звезды, даваемое телескопом, мы можем увидеть, что оно состоит из относительного яркого диска, окруженного несколькими слабыми кольцами. Центральный диск называют диском Эйри, а его размер зависит от размера объектива и от длины волны падающего света. Радиус этого диска выражается формулой

rэ=140/D

   Здесь D - диаметр объектива, выраженный в миллиметрах, а радиус выражен в угловых секундах. Так, если наш телескоп имеет объектив с размерами 140мм, то радиус центрального диска будет равен одной угловой секунде, а диамер - соответсвенно двум угловым секундам.
   Зная размер этого диска, можно рассмотреть еще один важный параметр - разрешающая способность. Под разрешающей способностью понимают минимальный угол, при котором еще можно рассмотреть две отдельные звезды. Рассмотрим схематическую иллюстрацию в левой части страницы. В положении 1 изображены две звезды, как они выглядят в телескоп, если угловое расстояние между ними сравнительно велико. При уменьшении этого расстояния (положение 2), кольца, окружающие звезды уже частично сливаются. В положении 3 мы еще, не смотря на то, что диски частично перекрылись, еще в состоянии различить две отдельные звезды. По этому принято считать, что минимальный угол, при котором эти звезды еще можно разделить, равен те же rр=140/D. На практике можно различить и более тесные звезды, поскольку в реальности распределение яркости в диске эйри неоднородно и в центре диска она самая высокая, а к краю диска заметно падает. По этому между звездами можно уловить еще более темный промежуток, если r>120/D. В случае же, когда r<114/D, две звезды полностью сливаются в одну. Именно невозможность увидеть новые детали при наращивании увеличения выше некоторого максимально и ставит ограничение на используемые увеличения.

[tlgleonid]

   Конечно, предел увеличений зависит еще и от разрешающей силы глаза. На практике же, это увеличение оказывается близким к 1.4D, то есть для телескопа с объективом в 150мм оно составит 190 крат. Однако в некоторых случаях для рассматривания определенных деталей приходится применять и большие увеличения. Так, для наблюдения деталей на планете Марс применяются увеличения до 2D.
   Казалось бы, если максимальное увеличение ограничено определенной величиной, минимальное увеличение может быть сколь угодно небольшим. Однако это не так. Как мы знаем, глаз собирает свет с выходного зрачка телескопа. А размер этого зрачка определяется из формулы d=D/Г. Если выходной зрачок телескопа превысит размеры зрачка глаза, то не попавшая часть света просто потеряется. По этому размер выходного зрачка не должен превышать размеров зрачка глаза при данных условиях.
   В условиях солнечного дня, наш зрачок обычно имеет размеры около 2мм. Следовательно, минимальное увеличение при дневных наблюдениях составляет D/2, то есть для телескопа с объективом 150мм днем можно наблюдать с увеличениями от 75х. В ночное время наш зрачок расширяется и становится существенно больше, что бы собрать как можно больше слабого света. Но размеры максимального раскрытия зрачка зависят как от индивидуальных особенностей, так и от возраста. В юные годы зрачок способен раскрываться до 8мм, а в возрасте 50-60 лет только до 6, а иногда и меньше. По этому принято считать, что минимальное увеличение телескопа равно D/6.

[tlgleonid]

   Рассмотрим еще несколько вопросов, связанных с телескопом. Любой телескоп создается для того, что бы собирать свет. Поскольку астрономические объекты очень слабые, по этому, чем больше света соберет инструмент, тем лучше. Но насколько слабые объекты можно увидеть в телескоп?
   Как мы знаем, полностью раскрытый зрачок глаза в темноте в состоянии улавливать звезды 6 звездной величины. А если мы воспользуемся телескопом, объектив которого собирает свет с площади в 100 раз большей (диаметр объектива больше зрачка глаза в 10 раз, то есть 60мм), то такой телескоп позволит заметить звезды в 100 раз более слабые. Как мы помним, шкала звездных величин логарифмическая, а уменьшение яркости в 100 раз - это пять звездных величин. Общая формула для предельной звездной величины оказывается равной

mmax=2.1+5*lg(D)

В этой формуле D - диаметр объектива в миллиметрах.

[tlgleonid]

Что бы не возиться с вычислением логарифмов, можно оценить предельную звездную величину по приведенному графику. Но не зависимо от того, как предельная звездная величина получена, она не является строгой. Дело в том, что на эту величину влияет прозрачность атмосферы, уровень засветки, светопотери в оптике и даже опыт наблюдателя. Для начинающих наблюдателей предельная звездная величина может оказаться на одну звездную величину хуже (например, вместо 13, предельной окажется 12 зв. величина). На оптике зачастую теряется еще до 0.3 звездной величины.
Все наши рассуждения относились к случаю, когда выходной зрачок у инструментов был одинаков. Однако на практике, один и тот же телескоп может давать совершенно различные увеличения. При этом меняется яркость фона неба, а значит и способность к обнаружению слабых звезд. В связи с эти иногда используют такую формулу для предельной звездной величины:

mmax=1.8+2.5*(lg(D)+lg(Г))

Эта формула более точная, но и она не учитывает множества факторов, таких как возраст наблюдателя, состояние атмосферы и некоторых других. Вообще говоря, атмосфера на большей части территории СНГ ограничивает максимальное увеличение на уровне 200-300 крат.

[tlgleonid]

С помощью приведенного графика можно приблизительно оценить, насколько слабые звезды можно увидеть с телескопом в зависимости от увеличения и диаметра объектива.
 
Все эти формулы имеют большое значение для визуальных наблюдений. Однако для астрофото играют роль совсем другие факторы. Одной из главных является величина A=D/F, которую называют относительным отверстием. Знание величины относительного отверстия позволяет заранее оценить, какой комплект окуляров будет наиболее оптимальным, как будут работать фильтры и многое другое. Часто же вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)2. Очень часто эти два термина путают, что иногда приводит к недоразумениям.

[Redrum]

Часто же вместо относительного отверстия используется понятие светосилы, равной (D/F)². Очень часто эти два термина путают, что иногда приводит к недоразумениям.


На astroscope.com.ua путают.

[himik]

понятие светосилы, равной (D/F)2.

Я так понял, что имеется ввиду (D/F)*2?  А почему именно так? какой физический смысл этого параметра?

[Огарков Сергей]

понятие светосилы, равной (D/F)2.

Я так понял, что имеется ввиду (D/F)*2?  А почему именно так? какой физический смысл этого параметра?

В квадрате меняется освещенность фотопленки (матрицы). Поэтому светосила параметр более подходит для фотосистем. Посмотрите как закрывается диафрагма фотообъектива и как при этом меняется площадь пропускаемого светового потока.

[KMM]

понятие светосилы, равной (D/F)2.

Я так понял, что имеется ввиду (D/F)*2?

Имеется ввиду (D/F)²
Странно, почему так редко пользуются кнопочками "sup" и "sub", находящимися над смайликами в окне набора сообщения,  или соответствующими кодами?