ь візуального телескопа (у секундах дуги) для жовто-зелених променів, до яких найбільш чутливий очей, може бути оцінена виразом 120/D, де D - діаметр вхідної зіниці телескопа, виражений в міліметрах.
проникними силою телескопа називається гранична зоряна величина світила, доступного спостереженню за допомогою даного телескопа при хороших атмосферних умовах. Незадовільна якість зображення, внаслідок тремтіння, поглинання і розсіювання променів земною атмосферою, знижує граничну зоряну величину реально спостережуваних зірок, зменшуючи концентрацію світлової енергії на сітківці ока, фотопластинці або іншому приймачі випромінювання в телескопі. Кількість світла, що збирається вхідним зіницею телескопа, зростає пропорційно його площі; при цьому зростає і проницающая сила телескопа. Для телескопа з діаметром об'єктива D міліметрів проницающая сила, виражена в зоряних величинах при візуальних спостереженнях, визначається за формулою:
mvis=2,0 + 5 lg D.
Залежно від оптичної системи телескопи розділяються на лінзові (рефрактори), дзеркальні (рефлектори) і дзеркально-лінзові. Якщо лінзова телескопічна система має позитивний (збирає) об'єктив і негативний (розсіюючий) окуляр, то вона називається системою Галілея. Телескопічна лінзова система Кеплера має позитивний об'єктив і позитивний окуляр.
Система Галілея дає пряме уявне зображення, має мале поле зору і невелику світлосилу (великий діаметр вихідного зіниці). Простота конструкції, невелика довжина системи і можливість отримання прямого зображення - основні її переваги. Але поле зору цієї системи відносно невелике, а відсутність між об'єктивом і окуляром дійсного зображення об'єкта не дозволяє застосовувати візирну сітку. Тому система Галілея не може бути використана для вимірювань в фокальній площині. В даний час вона застосовується в основному в театральних біноклях, де не потрібно великого збільшення і поля зору.
Система Кеплера дає дійсне і перевернене зображення об'єкту. Однак при спостереженні небесних світил остання обставина не так важливо, і тому система Кеплера найбільш поширена в телескопах. Довжина труби телескопа при цьому рівна сумі фокусних відстаней об'єктиву і окуляра:
L=f про + f ок.
Система Кеплера може бути забезпечена візирною сіткою у вигляді плоскопараллельной пластинки зі шкалою і перехрестям ниток. Ця система широко використовується в поєднанні з системою призм, що дозволяє отримувати пряме зображення об'єктивів. Кеплерівські системи застосовуються в основному для візуальних телескопів.
Крім очі, що є приймачем випромінювання у візуальних телескопах, зображення небесних об'єктів можуть реєструватися на фотоемульсії (такі телескопи називаються астрографом); фотоелектронний помножувач та електронно-оптичний перетворювач дозволяють посилити у багато разів слабкий світловий сигнал від зірок, віддалених на великі відстані; зображення можуть проектуватися на трубку телевізійного телескопа. Зображення об'єкта може бути направлено і в астроспектрографів або Астрофотометр.
Для наведення труби телескопа на потрібний небесний об'єкт служить монтування (штатив) телескопа. Вона забезпечує можливість повороту труби навколо двох взаємно перпендикулярних осей. Підстава монтування несе вісь, щодо якої може обертатися друга вісь з обертається навколо неї трубою телескопа. Залежно від орієнтації осей у просторі монтування діляться на кілька типів.
У альтазімутальная (або горизонтальних) монтуванням один вісь розташована вертикально (вісь азимутів), а друга (вісь зенітних відстаней) - горизонтально. Основний недолік альтазімутальная монтування - необхідність повороту телескопа навколо двох осей для стеження за небесним об'єктом, що рухаються внаслідок видимого добового обертання небесної сфери. Альтазімутальная монтировками постачають багато астрометричні інструменти: універсальні інструменти, пасажні і меридіанні кола.
Майже всі сучасні великі телескопи мають екваторіальну (або параллактическую) монтировку, в якій головна вісь - полярна або годинна - спрямована на полюс світу, а друга - вісь відмін - перпендикулярна їй і лежить в площині екватора. Перевага параллактической монтування в тому, що для стеження за добовим рухом зірки досить повертати телескоп тільки навколо однієї полярної осі.
Література
1.Ціфровая техніка./Под ред. Е.В. Евреинова.- М .: Радіо і зв'язок, 2010. - 464 с.
.Каган Б.М. Оптика.- М .: Енернгоатоміздат, 2009. - 592 с.
.Скворцов Г.І. Обчислювальна техніка.- МТУЗІ М. 2007 - 40 с.
Додаток 1
Фокусна відстань 19.615 мм
Відносний о...
