Струшко Аматерско Астрономско Друштво
Добредојдовте на официјалниот форум на СААД!!!

Зачленете се или пријавете се и уживајте во престојот.
Месечина
Септември 2019
ПонВтоСреЧетПетСабНед
      1
2345678
9101112131415
16171819202122
23242526272829
30      

Calendar Calendar

Анкета
online survey
Набљудување на метеорскиот дожд Ориониди

Вто Окт 12, 2010 7:21 pm by DarkAngelMKD

Телескоп 50254_146336615409267_661_n

На 21 Октомври Струшкото Аматерско Астрономско Друштво организира набљудување на метеорскиот дожд Ориониди.Локацијата на овој настан ќе биде Автокампот АС - Струга,со почеток од 00:00 часот па се до раните утрински часови,нормално ако не послужи времето Very Happy

Comments: 0

Latest topics
Statistics
Постојат b>12 регистрирани членови
Најновиот регистриран член е Marija

Нашите членови се испратиле точно 152 мислења in 140 subjects
Кој е он-лајн?
In total there is 1 user online :: 0 Регистрирани, 0 Скриени и 1 Гост

Никој

Најмногу членови кои го посетиле форумот воеднаш се 7 во Нед Окт 10, 2010 6:16 pm
RSS feeds


Yahoo! 
MSN 
AOL 
Netvibes 
Bloglines 


Social bookmarking

Social bookmarking digg  Social bookmarking delicious  Social bookmarking reddit  Social bookmarking stumbleupon  Social bookmarking slashdot  Social bookmarking yahoo  Social bookmarking google  Social bookmarking blogmarks  Social bookmarking live      

Bookmark and share the address of Струшко Аматерско Астрономско Друштво on your social bookmarking website

Bookmark and share the address of Струшко Аматерско Астрономско Друштво on your social bookmarking website


Телескоп

Go down

Телескоп Empty Телескоп

Пишување by DarkAngelMKD on Пон Окт 11, 2010 5:50 pm

ТЕЛЕСКОПИ

Телескопот е основниот астрономски инструмент. Тој ни овозможува многу подобро да ги набљудуваме слабите и ситни тела на небесната сфера отколку со голо око. Најважниот дел на секој телескоп е објективот. Тој ја создава сликата на небесните објекти во својот фокус. Кога телескопот се користи за фотографирање или пак за некои други врсти на инструментални набљудувања, фокусот е местото каде што се мести филмот на апаратот или пак влезниот отвор на инструментот. За да ние можеме да ја набљудуваме сликата на објектот која ни ја дава објективот, позади објективот мора да се стави окулар. Окуларот игра улога на зголемувач, имено тој во исто време ја зголемува сликата и максимално ја изострува.

Квалитетот на сликата зависи најмногу од објективот, па токму поради тоа и при описот на еден телескоп првата карактеристика која се запазува е токму објективот. Двете најважни карактеристики кај еден телескоп се дијаметарот и фокусната далечина. Многу често наместо фокусна далечина се наведува F бројот на објективот. F бројот во астрономијата исто како и во фотографијата се дефинира како однос помеѓу фокусната далечина и дијаметарот на објективот.
F = f / D
Тука со f е обележано фокусното растојание на објективот, а со D е обележан дијаметарот на обективот, уште се вика и апература. При решавање треба да се внимава на тоа f и D да се изразени во исти единици. Обично се користат милиметри или метри. Но во Америка и Англија се уште се користат инчи, при што:
1² = 25,4 mm
Фотографите не баш на ист начин ги означуваат своите објективи. Тие прво ја кажуваат фокусната далечина, а после тоа F бројот при што наместо со ²F/² тие обележуваат со ²1:², при тоа фотографите F бројот го нарекуваат бленда. Така на пример телескоп со објектив од 100 mm, и фокусна далечина од 500 mm, астроном би го опишал како 100 mm телескоп со F/ 5, а додека фотограф за истиот телескоп би рекол: телескоп 500 mm со објектив 1:5.

Според типот на објективот (слика 1) телескопите се делат на три вида: рефрактори, рефлектори и мешовити (катадиоптрички).
Телескоп Slika3
Рефлекторски Телескоп
Телескоп Slika4
Рефракторски Телескоп
Телескоп Slika5
катадиоптрик (шмит-касагрен)
Телескоп Slika6
добсонов модел

Телескоп !slika8
Рефрактор е телескоп кој што како објектив користи една или повеќе леќи. Со нивно комбинирање, со растурни и собирни, се настојува да се намали аберацијата. За прв пат телескопот бил употребен од Галилео Галилеј во 1610 година и тоа било рефрактор.
Телескоп Slika7
Обично и двете леќи се прават собирни. Но може како окулар да стои и растурна леќа, при што се става пред фокусот на објективот.
Телескоп !slika10
Со цел да се добие поголемо зголемување, во тоа време астрономите граделе телескопи со подолги цевки за да може да имаат поголеми фокусни далечини. И се до Њутн подобрувањето кај телескопите се гледало само кај нивната должина. Њутн за прв пат ставил сферно огледало како објектив наместо леќа. Овие телескопи се викаат рефлектори.
Телескоп Slika9
Првите рефлектори биле со метални огледала. Но корозирањето на сферната површина создавало многу проблеми. Подоцна со усовршувањето на производството на стакла металот бил заменет со стакло. Пронаоѓањето на техниката за посребрување на стаклото и за неговото брусење до сферна, параболична или елиптична површина довело до тоа телескопите да се усовршат до сегашната генерација на рефлектори со алуминизирани огледала. Рефлекторите користат и секундарно огледало. Кај обичниот Њутнов рефлектор тоа се става малку пред фокусот, за да може светлосните зраци да ги изведе под прав агол, надвор од цевката и да ги внесе во окуларниот дел. Кај Грегориевиот рефлектор во средината на сферното огледалло има отвор низ кој минуваат рефлектираните зраци од исто такво конкавно огледало (најчесто сфера или елипсоид), што се наоѓа на оптичката оска на објективот, но подалеку од неговиот фокус. Касегреновиот рефлектор пак е сличен на Грегориевиот, но секундарното огледало (конвексно) лежи пред фокусот на објективот. Овие два телескопа се телеобјективски системи, па затоа можат да имаат и мала должина, а големо фокусно растојание, што не е случај кај Галилеевиот рефрактор и кај Њутновиот рефлектор.

Мешаните или катадиоптрички телескопи имаат објективи кои се составени со комбинација на леќи и огледала. Конструкционата предност кај овие телескопи е што лесно се постигнува промена во фокусното растојание.
Телескоп !slika11
Телескоп Slika12
Ова се основните видови оптички телескопи со осна симетрија. На нив се додаваат филтри, коректори на полето, призми или решетки, камери и низа други дополнителни уреди и на тој начин се добиваат голем број различни комбинации на набљудувачки прибор. Така има телескопи корнографи кој служат за набљудување на Сончевата корона, спектрохелиографи - за фотографирање на Сонцето во определена бранова должина, магнетографи - го снима магнетното поле на Сонцето, куде-телескоп и.т.н.

ОСНОВНИ КАРАКТЕРИСТИКИ НА ТЕЛЕСКОПИТЕ

Функцијата на објективот е двострана: да собира што е можно повеќе светлина и да овозможи набљудување на објектот под што е можно поголем агол.
Телескоп !slika13
Што повеќе се собира светлина тоа значи дека може да се набљудуваат послаби тела, според тоа јасно е дека колку е поголем објективот толку е подобар од причина што има поголема површина.
Телескоп Slika14
Ако земеме дека дијаметарот на зеницата кај човековото око кога е отворена, значи навикната на темно, е 7mm (всушност оваа бројка варира од човек до човек и се движи во границите од 6 mm до 8 mm) тогаш објектив со дијаметар D милиметри собира онолку пати повеќе светлина колку што неговата површина е поголема од површината на зеницата на човековото око, па според тоа ќе имаме:
S = (D / 7)2
S се нарекува светлосна моќ на телескопот.

Пример:
Да се пресмета светлосната моќ кај телескоп со апература од 200 mm
S = (200/7)2 = 816
Со помош на светлосната моќ можеме ја да одредиме и јачината на ѕвездите кои можеме да ги набљудуваме со помош на телескопот. Ако телескопот собира S пати повеќе светлина од голото око, тогаш со него можеме да гледаме и S пати потемни тела. Со голо око можеме да гледаме тела со магнитуда од околу 6 зведени величини, со помош на фотометриски формули се доаѓа до следното:
mg = 6 + 2,5*log(S)

Пример:
Да се најде граничната ѕвездена магнитуда на телескоп со објектив од 200 mm
mg = 6 + 2,5*log(816) = 13,3
Со вршење на набљудувања со повеќе телескопи е покажано дека граничната ѕвездена магнитуда се достигнува само при ведри, темни ноќи без месечина. При многу добри услови можно е да се набљудуваат и магнитуди потемни за една ѕвездена магнитуда од оние добиени во горната равенка. Тука голема улога игра и оптичкиот квалитет на објективот како и набљудувачкото искуство на астрономот.

Доколку во равенката за гранична ѕвездена магнитуда на местото на S се вметне изразот со дијаметарот на објективот тогаш добиваме друг облик на равенката за гранична ѕвездена магнитуда кој се користи многу често:
mg = 6 + 5*log(D / 7) = 1,8 + 5*log(D)
Друга важна величина кај телескопите е зголемувањето. Зголемувајќи ги набесните тела телескопот ни овозможува на нив да уочуваме многу поситни детали отколку со голо око. Зголемувањето (P) претставува однос помеѓу фокусното растојание на објективот (F) и фокусното растојание на окуларот (f):
P = F / f
Зголемувањето не може да се менува во произволни граници. Ако зголемувањето е премало, доаѓа до губење на светлост така да телескопот не е целосно искористен. Додека пак ако зголемувањето е премногу големо добиваме темни размачкани слики без детали, и ќе ги истакнеме несовршеностите на оптиката и треперењето на зраците. Границите во кои што може да се движи зголемувањето на еден телескоп зависи од неговиот објектив, од неговиот тип и квалитет. Но најчесто објективите се со задоволувачки квалитет, така да квлитетот на ликата го ограничуваат оптичките закони (дифракцијата) како и треперењето на зраците.

Зголемувањата можат да се поделат на мали, средни и големи.

Малите зголемувања даваат светла слика со многу големо видно поле и затоа се користат за барање на објекти на небото, за набљудување на комети, на маглини и сл. Кај малите зголемувања треперењето на зраците не делува на квалитетот на сликата.

Средните зголемувања се користат за набљудување на Месечината и планетите, потоа за двојни ѕвезди, за посјајни маглинии сл. Треперењето на зраците се приметува само ако е изразито големо.

Големите зголемувања се користат исто како и средните за планетите, за Месечината , за двојни ѕвезди ако атмосферата е доволно мирна. Кај овие зголемувања видното поле е многу мало, сликата темна и многу осетлива на треперењето на зраците.

Границите помеѓу поедините зголемувања не се многу остри но сепак може да се одредат според следните формули:

премалите зголемувања се помали од:
Pmin = D(mm) / 7
малите зголемувања се помеѓу Pmin и Ps
Ps = D(mm) / 3
тука спаѓа и тн. нормално зголемување
Pn = D(mm) / 5
средните зголемувања се наоѓаат измеѓу Ps и Pv
Pv = D(mm)
над Pv се движат големите зголемувања и се движат се до Pmax
Pmax = 2,5*D(mm)
Зголемувањата над Pmax се преголеми, со многу темни слики и многу матни. Како што се заприметува овие зголемувања зависат само од дијаметарот на објективот. Односно зависат од светлосната моќ на објективот, колкава светлина тој може да собере, а со тоа да ни даде и почиста и појасна слика на објектот што го набљудуваме.

Пример:
Да се најдат корисните зголемувања за објектив со дијаметар од 200 mm:

  • Pmin = 200 / 7 = 29 x
  • Pn = 200 / 5 = 40 x
  • Ps = 200 / 3 = 67 x
  • Pn = 200 = 200 x
  • Pmax = 2,5*200 = 500 x


Законите за физиката ја ограничуваат острината на сликата која може да се добие со објектив со одреден дијаметар, така што за набљудување на поситни детали треба да користиме поголеми објективи.

Најмалото аглово растојание помеѓу две ѕвезди со ист сјај, кои се уште може да се раздвојуваат помеѓу себе, со помош на телескоп кој има објектив со дијаметар D, е дадено со следнава равенка:
R(²) = 120 / D (mm)
каде што R е агловото растојание мерено во аглови секунди. Ако ѕвездите не се со ист сјај, тогаш растојанието кое се уште може да се раздвои помеѓу овие ѕвезди расте со растењето на разликата во сјајот помеѓу ѕвездите. Многу често раздвојувањето на деталите кај тела со ист или сличен сјај, како на пример деталите, на една планета е многу полошо од она предвидено со горната равенка.

Пример:
Да се одреди раздвојната моќ на телескоп со објектив од 200 mm

R = 120 / 200 = 0,6²

ОКУЛАРИ

Има четири основни типови окулари:

  • класични леќи
  • хајгенсов тип окулари
  • рамсденов окулар
  • симетрични окулари


Класични леќи

Ова се обично планконвексни леќи и се користат за големи зголемувања. Најдобро работи кај телескопи со голем F број, на пример кај рефракторите. Недостаток им е малото видно поле кое се движи од 15 до 25 степени. Кај овие окулари рамната страна се мести од напред.

Хајгенсов окулар

Се состои од две планковексни леќи. Тој е изработен на принципот според кој комбинацијата на две леќи, изработени од ист тип стакло, е ахроматична доколку тие две леќи се оддалечени една од друга за половина од збирот на нивните фокусни далечини. Доклку нивните фокусни далечини се F1 и F2 тогаш ахроматична леќа ќе добиеме доколку тие се оддалечени една од друга за:
d = (F1 + F2) / 2.
Окуларот така се монтира да помалата леќа дојде поблиску до окото. Хајгенсовиот окулар има широко видно поле, понекогаш и до 50 степени. Се користи кај телескопи со F над 10 (кај помалите се јавува аберација), најдобро работи кај рефрактори.

Рамсденов окулар

И овој окулар како и хајгенсовиот работи на принципот на ахромација. Тој се состои од две исти планковексни леќи свртени една кон друга со испапчените страни.
Телескоп Slika15
Телескоп Slika16
Меѓусебното растојание треба да им биде 2/3 до 3/4 од фокусното растојание не една од леќите. Видното поле е некаде околу 30 степени и е добар како трагач. Може да се користи и на рефлектори со F до 7 или 6.

Симетрични окулари

Со доближување на два ахроматични окулари со испапчените страни блиску еден до друг се добива симетричен окулар. Може да се доближат до околу 0,1 - 1 mm но мора да се внимава да не се допрат бидејќи ќе дојде до оштетување на окуларите. Ваков окулар има големо видно поле и до 50 степени и добро работи на телескопи со F до 5 или 4.

МОНТАЖА И ПОСТАВУВАЊЕ НА ТЕЛЕСКОПИТЕ

Поставувањето на телескопот има големо значење, бидејќи кога тој зголемува, не ја зголемува само сликата што сакаме да ја видиме, туку ги зголемува и сите пречки. Значи телескопот мора да биде стабилен за време на набљудувањето, но и лесен за ракување, што значи, добро избалансиран. Телескопот исто така мора да поседува и можност за набљудување на сите точки од небото, што се над хоризонтот. Тој мора да биде поставен на масивна основа, со тежиште на пресекот на две меѓусебно нормални осовини, околу кои ќе може слободно да ротира.
Телескоп Slika17
Од гледна точка на координатните системи, кои се користат во астрономијата, при монтажата треба да се примени или хоризонтскиот или небесниот екваторијален небесен систем. Првиот поретко се користи иако е полесен за монтирање. Кај оваа монтажа едната оска е поставена паралелно на вертикалата (ги поврзува зенитот и надирот) , а другата е паралелна на небесниот хоризонт и е нормална на првата. Оваа монтажа уште се вика и азимутска монтажа.Втората т.н. екваторијална монтажа, има повеќе варијанти. За помалите телескопи се препорачува т.н. германска монтажа. На вертикален столб - носач се поставува едната оска, паралелна на светската оска (продолжение на Земјината оска на небото). Тоа е часовна осовина, а другата, деклинациска осовина, е поставена под нормален агол на часовната, односно нормално на небесниот екватор. Заради можност за манипулирање, тубусот на телескопот треба да биде покрај носечкиот столб. На спротивната страна се става противтег, со кој тежиштето на системот се враќа на носечкиот столб. Англиската монтажа повеќе одговара за поголемите телескопи, рефлектори. Оската што е паралелна со светската оска ја носат два столба, што се наоѓаат на меридијанската рамнина. Америиканската или виљушкаста монтажа е всушност варијација на Англиската, и е погодна за големи телескопи, рефлектори. Телескопот е прицврстен на тој начин што едната оска, околу која што ротира телескопот, ја носи потковица чија оска е паралелна со светската оска.

Кога се поставува телескопот за набљудување прво што треба да се направи е тој да се усевери. Усеверувањето е една од најважните работи при поставувањето на телескопот. Тоа претставува насочување на оската која врти околу светската оска кон северниот небесен пол, односно кон ѕвездата северницата. Ова насочување мора да биде многу прецизно изведено (што е и доста тешко да се изведе). После тоа за да се прати (привидното) ротирање на небесната сфера доволно ќе биде да се врти само едната оска (паралелната на светската оска). За подобро усеверување кај некои телескопи на самата оска е вграден мал дурбин низ кој ја центрираме северницата. Кај поновите телескопи има и мало моторче кое го врти телескопот синхроно со небото така да ние не мора воопшто да го придвижуваме телескопот. Откако еднаш ќе го нацентрираме на некој објект, тој цело време ќе покажува на него.

Многу голема пречка за телескопите тука на Земјата е атмосферата. Имено таа спречува многу од светлината на небесните тела да стигне до самиот објектив на телескопот. За да се оттргне и оваа пречка на 24.04.1990 со помош на всленскиот брод Дискавери е лансиран и најголемиот вселенски телескоп Хабл (Hubble Space Telescope, HST). Тој е рефлектор со огледало од 2,4 метри (94,5 инчи). Долг е 15,9 м. а има пречник од 4,2 метри. Има снимено многу убави и вредни слики кои што помогнале во разрешувањето на многу мистерии во вселената.
Телескоп Slika18
Hubble Space Telescope
Телескопите за кои до сега стануваше збор беа оптички. Но постои и друг тип телескопи, за науката многу важни (можеби и поважни), радиотелескопите. Тие во фокусот, наместото на секундарното огледало имаат диполен приемник, од каде што добиениот сигнал од небесното тело, се засилува и пренесува понатаму. Врз основана тоа на која бранова должина работат тие може да бидат X-ray телескопи, Gamma-ray телескопи. Еве неколку такви.
Телескоп Slika19
Chandra X-ray
Телескоп !slika20
XMM-Newton X-ray
Телескоп Slika21
Integral Gamma-ray
Телескоп Slika22
Effelsberg Radio Observatory
Недостаток кај радиотелескопите е нивната многу мала разделна моќ. Поради тоа астрономите конструирале радио-интерферометри. Тие работат на принципот на дифракционо-интерференционата слика. Кај решетката поголемиот број засеци даваат потесни интерференциони максимуми. Со тоа се добива сјаен точкаст извор. Радио-телескопите, поставени на еднакво растојание делуваат како прорезите на решеткта. Неточкастите извори даваат посложена слика. За радио телескопот, секој извор чии аглови димензии се помали од димензиите на раздвојниот агол претставува точкаст извор или ²радио-ѕвезда². Значи со поврзување на повеќе радиотелескопи, кои работат на иста фреквенција се добива интерферометар. Најголемиот се наоѓа во Ново Мексико и се состои од 27 телескопи со по 25 метарски (во дијаметар) "тањири".
Телескоп !slika23
Very Large Array

Најголемиот поединечен радиотелескоп (Аресибо) се наоѓа во Пуерто Рико и е сместен во кратерот на еден изгаснат вулкан. Има дијаметар од 305 м. Најголемиот недостаток му е тоа што, нормално, не може да го пренасочува главниот фокус.
Телескоп Slika24
Arecibo Radio Observatory
Најголемиот оптички телескоп се наоѓа на Хаваите. Тоа се всушност два исти телескопи. Двата се рефлектори со пречници од 10 м. (400инчи). Се состојат од 36 шестоаголни огледала кои се така неместени да работат како една целина.
Телескоп Slika25
Mauna Kea
Телескоп Slika26
Mauna Kea South
Телескоп Slika27
Најголемиот телескоп со единечно огледало од 1976 година е на Кавказ и има огледало со пречник од 6 метри (горе). До тогаш најголем бил телескопот на Маунт Паломер и имал пречник 5,08 метри (200 инчи).
На Чиле се наоѓаат четири телескопи со по пречник од 8.2 метри (330 инчи). Со нивно поврзување тие даваат перформанси на телескоп од 16,4 метри (660 инчи) рефлектор.

Статијата е превземена од Скопското астрономско друштво
DarkAngelMKD
DarkAngelMKD
Администратор
Администратор

Број на мислења : 145
Join date : 2010-10-03
Age : 29
Местолокација : Струга

http://www.saad.con.mk

Вратете се на почетокот Go down

Вратете се на почетокот


 
Permissions in this forum:
Не можете да одговарате на темите во форумот