Разрешающая способность - телескоп
Cтраница 1
 |
К упражнению 25. [1] |
Разрешающая способность телескопа такова, что две звезды, угловое расстояние между которыми равно 1 / в сек. [2]
Разрешающая способность телескопа такова, что две звезды, угловое расстояние между которыми равно V сек, различаются в этот телескоп как раздельные. На каком расстоянии ( в км) должны находиться друг от друга такие различимые звезды, если свет от них идет до Земли 100 световых лет. [3]
 |
К упражнению 25. [4] |
Разрешающая способность телескопа такова, что две звезды, угловое расстояние между которыми равно Vs сек различаются в этот телескоп как раздельные. На каком расстоянии ( в км) должны находиться друг от друга такие различимые звезды, если свет от них идет до Земли 100 световых лет. [5]
 |
К упражнению 25. [6] |
Разрешающая способность телескопа такова, что две звезды, угловое расстояние между которыми равно 1 / 8, , различаются в этот телескоп как раздельные. На каком расстоянии ( в км) должны находиться друг от друга такие различимые звезды, если свет от них идет до Земли 100 световых лет. [7]
Высокая разрешающая способность телескопа Хаббла дала возможность разрешить на звезды даже отдаленные галактики. При наблюдениях ярчайших звезд - цефеид - в далеких галактиках удалось оценить расстояния до этих галактик, измерив период пульсаций. Весьма интересные результаты были получены и в области исследования активных ядер галактик. В некоторых галактиках удалось увидеть очень трудные для наблюдений околоядерные звездно-газовые диски размерами порядка тысяч световых лет и даже различить отдельные молодые звездные скопления в них. В рамках специальной программы Глубокое поле, нацеленной на исследование особенно далеких галактик, на телескопе Хаббла получены изображения предельно слабых объектов - до 30 - й звездной величины, находящихся на расстоянии около 12 млрд световых лет. Большинство из них являются галактиками, которые из-за конечности скорости света мы видим в эпоху их ранней молодости. Эти данные позволяют понять, как миллиарды лет назад формировались звездные системы. [8]
Попытки повышения разрешающей способности телескопов путем сооружения гигантских механических конструкций имеют естественный предел, вытекающий из прочности конструкционных материалов. Этот предел практически уже достигнут. Принципиально новые возможности повышения разрешающей способности связаны с направлением, получившим название апертурного синтеза или адаптивной оптики, суть которого состоит в построении большой оптической системы из элементов сравнительно небольшого размера. [9]
Дифракция налагает также предел на разрешающую способность телескопа. [10]
С величиной фокального пятна тесно связана разрешающая способность телескопов. Так называют наименьшее угловое расстояние между двумя источниками излучения, которые данный телескоп дает возможность различить в отдельности. Если, например, в двойной звезде обе звезды так близки на небе друг к другу, что их изображения, создаваемые телескопом, попадают практически внутрь одного фокального пятна, двойная звезда покажется в телескоп одиночной. [11]
Третий и четвертый слева столбцы изображений на рис. 0.2 иллюстрируют зависимости разрешающей способности телескопа, используемого в качестве измерительной компоненты ИВС, и соответствующего телескопа, синтезированного на ИВС, от конфигураций зеркал измерительной компоненты, представленных в первом столбце. Нетрудно заметить, что в то время как при фиксированном уровне шума v на выходе измерительной компоненты разрешающая способность измерительной компоненты ( как оптического телескопа) с увеличением числа зеркал падает, разрешающая способность ИВС, как телескопа того же назначения, растет. [12]
Величину 1 / йтш, обратную предельному разрешаемому угловому расстоянию, называют разрешающей способностью телескопа. Она пропорциональна действующему диаметру объектива. Этим отчасти объясняется стремление строить большие телескопы. [13]
При решении астрономических задач требования к точности ориентации являются более жесткими и определяются прежде всего разрешающей способностью телескопа. Если для, фотографирования планет на космическом аппарате используется большой телескоп, то во время экспозиции точность его ориентации должна поддерживаться в пределах долей угловой секунды. [14]
С постройкой каждого нового телескопа расширяется радиус наблюдаемой нами части вселенной и возрастают возможности изучения небесных тел. Практически разрешающая способность телескопов несколько меньше вследствие искажений, вносимых воздушными потоками и несовершенством оптики телескопа. Поэтому все трудности усовершенствования и постройки телескопов настойчиво преодолеваются астрономами и инженерами. [15]
Страницы: 1 2