Програма «Развитие н човешките ресурси»



Дата29.08.2017
Размер166.25 Kb.
Европейски Социален Фонд 2007 – 2013 г.

 

Република България



Министерство на образованието и науката

 

Оперативна програма



«Развитие н човешките ресурси»

 

Схема за предоставяне на безвъзмездна финансова помощ

 «Разработване на механизми за училищни и студентски практики»

 

Проект BG 051PO001/07/3.3-01/0088:



«Студентска практика по астрономия»

 

Водеща организация: Шуменски университет „Еп. К. Преславски”



Партньор: Институт по астрономия при БАН

Модул:

Работа с любителски телескоп и обработка на данните

 

Пенчо Маркишки



Теоретична подготовка:
1. Кратки исторически сведения за развитието на астрономическата и фотографската оптика. Видове телескопи според оптичните им системи.


Камера-обскура – първообразът на съвременният фотоапарат и телескоп.
„Камера-обскура” буквално означава "тъмна стая" - тъмно помещение или кутия, в едната стена на коeто е пробит малък отвор, а на срещуположната, като на екран, се проектират обърнатите образи на обектите, намиращи се отвън пред отвора. Колкото по-малък е отвора, толкова по-контрастен е образа, но по-слабо осветен.

Явлението "камера-обскура" е познато от векове - Аристотел (384 - 322 г. до н.е.) е наблюдавал случаи на построяване на образ през тесни отвори - сърповидният слънчев образ по време на слънчево затъмнение, проектиран в сянката на дърветата през пролуките между листата им или през отворите между преплетените пръсти на ръцете.

Използвайки наблюденията на Аристотел, Абу Али Алхазен (965 - 1039 г.) доразвива идеята слънчевите затъмнения да се наблюдават в тъмна стаичка с отвор на тавана - това всъщност е първообразът на съвременния фотоапарат.

Първото най-обширно описание с чертежи на явлението "камера-обскура" е направено от Леонардо да Винчи (1452 - 1519 г.), който сравнява камерата с принципа на действие на човешкото око.




Тръба на Галилей, 1610 г.
Това е проста далекогледна тръба с неголямо увеличение, с обектив - събирателна леща с по-дълго фокусно разстояние и окуляр - разсейвателна леща с по-късо фокусно.

Увеличението V (в пъти) на Галилеевата тръба се пресмята лесно с отношението на диаметъра D на входния светлинен сноп, определящ се от апертурата на обектива, към диаметъра d на изходния сноп, но когато тръбата е насочена и фокусирана по отдалечен точков светоизточник - звезда или далечна лампа:

V = D/d
Макар да носи неговото име, Галилей всъщност не е създаелят на далекогледа. В началото на 17 в. в Холандия за изобретатели на тръбата се сочат едновременно трима оптици, изработвали лещи за очила: Якоб Меций, Ханс Липерсхей и Захариас Янсен (последният се счита също и за изобретател на светлинния микроскоп). След тях Галилей конструира своите тръби, първата с увеличение едва 3 пъти, а втората - с фокусно разстояние на обектива 125 см, с диаметър 54 мм и увеличение 34 пъти. Именно с нея той направил своите открития.

Следващата стъпка по усъвършенстването на телескопа била направена от Йохан Кеплер, който предложил окулярната разсейвателна леща да се замени с двойно-изпъкнала събирателна (следващата фигура).




Тръба на Кеплер (Йохан Кеплер, 1611 г.)
В обектива на тръбата попада успореден светлинен сноп, излъчен от далечен точков светоизточник. Неговият действителен образ се построява във фокуса F. Ако тръбата е фокусирана по далечен обект, светлинният сноп, напускащ окуляра, ще бъде успореден и върху екрана ще се види осветена кръгла област с диаметър D. Това е диаметърът на изходния светлинен сноп (на изходния отвор или "изходната зеница").

Увеличението на тръбата (в пъти) се пресмята лесно, като разделим фокусното разстояние на обектива на фокусното разстояние на окуляра.




Телескоп-рефрактор (астрономически далекоглед) -

усъвършенстван вариант на тръбата на Кеплер


Това са телескопи с лещови обективи, като тип - ахромати или апохромати. Отношението f/D при тях най-често е между 6 и 20. Могат да се използват като търсачи или гидиращи инструменти, прикачени паралелно към по-големи телескопи. Има редица предимства при боравене с тях - лесно насочване, по-малка маса, лесен монтаж/демонтаж и др. Според много автори, липсата на централно препядствие на обектива прави образа по-контрастен и затова тези прибори са предпочитани при визуални наблюдения.


Телескоп система Нютон (Исак Нютон, 1668 г.)
Главното сферично или параболично огледало /1/ фокусира влизащия в тубуса светлинен сноп, който преди самия фокус бива отразен под прав ъгъл от диагоналното огледало /2/, Така фокусът се изнася извън тубуса. Това обикновено са инструменти с f/D от 4 до над 10. Поради опростената си конструкция, те са предпочитани от любителите.


Телескоп система Касегрен, (Лаурент Касегрен, 1672 г.)
Фокусираният от главното (параболично) огледало /1/ светлинен сноп среща по пътя си изпъкналото вторично (хиперболично) огледало /2/, което удължава фокусното разстояние на инструмента и връща снопа към централният отвор на главното огледало.

Това най-често са инструменти с дълги фокусни разстояния и с малки относителни отвори - обикновено с f/D около и над 10, което ги прави подходящи за наблюдения, изискващи големи увеличения - Луна, планети, двойни звезди и др. Съществува подобна система, но с хиперболични първично и вторично огледало - система Ричи-Кретиен (RC). Първият RC-телескоп е конструиран през 1927 г.




Телескоп система Грегори (Джеймс Грегори, 1638 – 1675 г.)
За разлика от системата Касегрен, отразената от първичното огледало /1/ светлина се фокусира във фокуса F1, след което продължава като разсейващ се сноп към вдлъбнатото вторично огледало /2/. Фокусът F2 на вторичното огледало е малко отдалечен от прекия фокус F1 на първичното, поради което образът от последния се препроектира изправен и допълнително увеличен в резултантния фокус F' на инструмента.

Като главен недостатък на тази система се сочи трудното юстиране на оптиката. Дори при най-малък наклон на което и да е от двете огледала, главната фокусна точка F' ще се окаже доста в страни от оптичната ос.




Шмидт-телескоп (Шмидт-камера, Бернхард Шмидт, 1930 г.)
Това са инструменти с голяма светлосила - с f/D от 1.5 до 5 и зрително поле от 3 до над 15. Профилът на първата коригираща леща /1/, наречена Шмит-пластина или ламела е по-особен, поради което пречупващата й сила се променя плавно по стойност и дори по знак, по протежение на радиуса - тя може да бъде събирателна в средата и разсейваща към периферията. Това е с цел отстраняване на големите аберации на силно вдлъбнатото сферично огледало /2/. За целта Шмит-пластината се монтира в центъра на неговата кривина, т.е. на разстояние 2f на огледалото. Образът се проектира върху сферичен носач на плаката /3/, намиращ се между огледалото и Шмит-пластината.

Обикновено параметрите на Шмит-камерите се бележат по реда: D на ламелата / D на огледалото / f на огледалото, например 210/310/490. Тези камери са изключително подходящи за фотографиране на слаби протяжни обекти - дифузни мъглявини, галактики, звездни купове, комети и райони от Млечния път.




Телескоп система Максутов (Дмитрий Максутов, 1941 г.))
Това са огледално-лещови (катадиоптрични) телескопи, при които светлината първо преминава през отрицателния мениск /1/, който коригира аберациите на главното сферично огледало /2/. Диаметърът на главното огледало е по-голям от този на мениска. На схемата е показана система Максутов-Нютон, при която диагоналното плоско огледало /3/ извежда фокуса встрани извън тубуса на инструмента.

Съществува вариант, при който централната част на вътрешната изпъкнала повърхност на мениска е метализирана и изпълнява ролята на разсейващо вторично огледало, което отразява светлината назад, към централен отвор в главното огледало. Друг вариант е закрепване на отделно вторично изпъкнало огледало чрез носач, монтиран в централен отвор на мениска. Тези варианти са известни като системи Максутов-Касегрен или менисков Касегрен (пример а в следващата схема).

Ако менискът е обърнат с вдлъбнатата си страна към главното огледало и централната част на вдлъбнатата му повърхност е метализирана, имаме система Максутов-Грегори или менисков Грегори (пример b в следващата схема).

Някои огледално-лещови фотографски телеобективи са разновидности на системата менисков Касегрен - Рубинар 1000, MTO 1000 и др.




Телескопи системи менисков Касегрен (а) и менисков Грегори (b)
1 – мениск, 2 – главно сферично огледало, 3 – метализирана централна част на вътрешната страна на мениска, изпълняваща ролята на вторично огледало.


Телескоп система Шмидт-Касегрен
Това е комбинация между системите Касегрен и Шмидт, при която фокусът е изведен извън инструмента в плоска фокална равнина (за разлика от Шмит-камерата). Това дава възможност инструментът да се ползва както за наблюдения, така и за фотографиране с обикновени фотоапарати или астрокамери.


Система Касегрен-куде, аналогично и за система Ричи-Кретиен-куде (RCC)
Както при Касегрен-телескопите, фокусираният от първичното огледало /1/ светлинен сноп среща разсейващото огледало /2/, но по пътя си назад се отразява от плоското диагонално огледало /3/, което изнася фокуса извън тубуса на инструмента - през кухата деклинационна ос и чрез второ плоско огледало /4/ - през кухата часова ос. Така независимо в каква посока е насочен телескопа, светоприемната апаратура е неподвижна.

Връзка между развитието на рефракторната астрономическа оптика и фотографската оптика
С цел усъвършенстване на рефракторната оптика за телескопите-астрографи, при които има високи изисквания за качеството на образа по цялото, нерядко широко поле, около и след средата на 19-ти в. се появяват първите съвършени лещови обективи, в които дефектите характерни за простата леща (сферична и хроматична аберация, кома, дисторзия, астигматизъм, сферично огъване на полето), са вече добре отстранени. Тези постижения бързо намират приложение и в обикновената фотография. Съвременните фотообективи са конструирани въз основа на показаните по-долу типове астрографски обективи.

Развитие на лещовите обективи за телескопи-астрографи и фотоапарати

2. Параметри на оптиката на телескопа

 

2.1. Диаметър на обектива, фокусно разстояние на обектива, относителен отвор на обектива и изходен отвор на цялата система:



D - диаметър (апертура) на обектива;

f - фокусно разстояние;

Относителен отвор:
D/f = 1/(f/D)
Пример: телескоп с фокусно разст. f =1000mm и с диаметър на обектива D =100mm ще има относителен отвор:
1/(f/D) = 1/(1000/100) =1/10
Означава се като 1:10 или f/10.
2.2. Геометрична светлосила S:
S = (D/f)2
Пример: сравняваме светлосилата на два обектива,

първият е с D = 50mm и с f = 100mm (1:2);

вторият e с D = 50mm и с f = 200mm (1:4);

За светлосилата на двата ще имаме:

S първи = (50/100)2 = 0.25

S втори = (50/200)2 = 0.0625

Разделяме по-голямата светлосила на по-малката:

S първи / S втори = 0.25/0.0625 = 4х



2.3. Разделителна способност:
формула, отчитаща линейният диаметър r на дифракционното петно според f/D на обектива (резултат в микрони) :
r =1.22*l*f/D
Формула, отчитаща разделителната способност според ъгловия диаметър  на дифракционното петно (в ъглови секунди) според диаметъра на обектива:
=1.2(120/D)
Формула, в която ъгловата разделителна способност  на телескоп с окуляр се оценява според разделителната способност на невъоръженото око (в условия на полумрак ~3’) и според увеличението V (в пъти):
 =3'/V

2.4. Проникваща способност на телескопа (гранична видима звездна величина)


D [см]


Гранична видима звездна величина [ m ]

6.4

10

10.1

11

16.1

12

25.5

13

40.4

14

64

15

101.4

16

160.6

17

254.5

18


3. Промяна на резултантните фокусно разстояние и светлосила на системата. Леща на Барлоу, окулярна проекция и фокален редуктор.


Постигане на дълго резултантно фокусно разстояние чрез леща на Барлоу


Постигане на дълго резултантно фокусно разстояние чрез окулярна проекция


Постигане на късо резултантно фокусно разстояние чрез фокален редуктор

4. Небесни координати, определяне на местно звездно време, типове монтировки и гидиране.


Хоризонтални координати
Ъгловото отстояние h между математическия хоризонт и едно небесно светило (обект) се нарича височина (алтитуда) на светилото. Тя може да бъде от 0 до 90 т.е. до зенита. Ъгловото отстояние от обекта до зенита се нарича зенитно отстояние z, като z=90-h. Използването на зенитното отстояние в някои случаи е по-практично.

Ъгловото отстояние A по математическия хоризонт, между южната му точка и вертикалната проекция на небесното светило, е астрономическия азимут на обекта. Той може да бъде от 0 до 360 и се отчита в посока юг - запад - север - изток - юг. Съществуват още геодезически и метеорологически азимут, които се отчитат в същата посока, но с начална точка - север.




Еклиптика и небесен екватор
Видимата годишна орбита на Слънцето по небесната сфера се нарича еклиптика. Тя пресича небесния екватор в пролетната равноденствена точка  в съзвездие Риби и в есенната равноденствена точка  в съзвездие Девица, под ъгъл 23 и 27'.


Околополюсното въртене на звездите (около Полярната звезда) – снимка получена с неподвижен фотоапарат, след едночасова експозиция.


Екваториални координати
Стойността  на ректасцензията на даден обект е ъгловото отстояние по небесния екватор, между пролетната равноденствена точка  и меридиана на обекта върху небесната сфера. Измерва се в часови единици (от 0 до 24 часа) или в градуси, в посока обратна на видимото денонощно въртене на небесната сфера.

Деклинацията  е ъгловото отстояние на обекта от небесния екватор. Тя се измерва в градуси, от 0 до +90 към северния небесен полюс и от 0 до -90 към южния. Понякога се използва и полярното отстояние p на обекта, като p=90-.

Небесният (световният) полюс се вижда над хоризонта на ъглова височина, съответстваща на географската ширина, на която се намира наблюдателя. За България средната географска ширина е 43N. Северният небесен полюс се намира на 0 44' от Полярната звезда (валидно към 2000 г.), приблизително по линията, съединяваща я със звездата Арктур ( Воловар).

Централната проекция върху небесната сфера на географския меридиан, на който се намира наблюдателя, се нарича небесен меридиан (на схемата той съвпада с окръжността, с която е представена небесната сфера). За наблюдателя (точка O), небесният меридиан е неподвижен, т.е. не участва във видимото въртене на небесната сфера.

Часовият ъгъл на даден обект t е ъгловото отстояние по небесния екватор между небесния меридиан и меридиана на обекта. Той се измерва в часови единици, с начало - небесният меридиан, по посока на въртенето на небесната сфера. Ако обекта кулминира, часовият му ъгъл е t=0h. Ако е в долна кулминация - t=12h. Западната точка на хоризонта има t=6h, а източната - t=18h.

Местното звездно време S за дадено място може да се пресметне по ректасцензията  и часовият ъгъл t на дадена звезда:


S =  + t
Ако знаем актуалното местно звездно време S за мястото, от което наблюдаваме, ректасцензията  и деклинацията  на даден (интересуващ ни) обект, можем да изчислим актуалният часов ъгъл, на който се намира той:
t = S - 
Ако работим с екваториално монтиран телескоп (вижте следващата фигура), снабден с координатни кръгове и зададем по тях часовият ъгъл t и деклинацията  на обекта, той ще се появи в полезрението на телескопа.

Часовият ъгъл t и деклинацията  съставят първа екваториална координатна система. Ректасцензията  и деклинацията  съставят втора екваториална координатна система.



Азимутално и екваториално монтиране на телескоп
При алт-азимуталната монтировка телескопа се насочва по две оси: вертикална - за движение по азимут и хоризонтална - за установяване на нужната височина над хоризонта. Тази монтировка не е подходяща за фотографиране на небесни обекти, тъй като се налага трудно контролируемо водене и по двете оси, а освен това се явява и т. нар. въртене на полето във фокалната равнина на телескопа. Независимо от това, най-големите съвременни телескопи са на азимутална монтировка, а движението им се управлява от мощни електронно-изчислителни машини.

При екваториалната монтировка телескопа се насочва също по две оси: една ориентирана към небесния полюс, наречена часова и една за насочване по деклинация - деклинационна. Тази монтировка е най-подходяща за фотографиране, тъй като воденето се осъществява само по часовата ос, която се върти с ъглова скорост 15 за час.




Поглед в окуляра на гидескопа снабден с нишков (жичен) кръст
След като изберете звезда, по която ще гидирате, разфокусирайте леко нейното изображение, така че то да изглежда като кръгче с диаметър, позволяващ центърът на кръста да се наблюдава достатъчно добре на неговия фон. Ориентирайте кръста по меридиана и паралела на звездата. По нишката ориентирана по меридиана ще съдите за точността в скоростта на воденето, а по другата ще следите за евентуални отклонения поради неточно ориентиране на часовата ос към небесния полюс.


5. Запознаване с устройството и с оптичните системи на малките телескопи, използвани в практикума
Запознаване с устройството на 180mm  „Менискас”-телескоп на Цайс, Алкор, 60 mm рефрактори и на секстантите.

Монтировки, тубус, противотежести, мотор-редуктор за часовото водене, приспособления за юстиране на часовата ос към небесния полюс и др.

 

Практически занятия
I. Управление на телескопа
1. След влизане в павилиона на 18см „Менискас”-телескоп на Цайс, се включва електрозахранването чрез вдигане на всички предпазители в захранващото ел. табло. След това може да бъде включено осветлението.
2. Отваря се подвижният покрив на павилиона, чрез натискане на най-левият от трите бутона върху таблото за управление на ел. двигателя. При достигане на крайно отворено положение, ел. двигаелят се изключва автоматично от краен изключвател. Водещият обаче трябва да изчака изключването в близост до таблото за да има готовност за задействане на бутона „Стоп” (средният от трите), при възникване на необичайна ситуация.

Забележка: По време на отварянето, не бива да присъстват хора в пространството под самия подвижен покрив – опасност от контузии!
3. Отваря се капака на обектива на телескопа и се поставя на място, където същият няма да пречи при работа.
4. Включва се воденето на часовата ос на телескопа от съответния светещ ЦК-прекъсвач, намиращ се на захранващия кабел на монтировката.
5. Започват се наблюдения, като:
5.1. С цел бързо насочване на телескопа (за бързи движения), часовата и деклинационната оси се отблокират от съответните ръкохватки върху екваториалната глава и телескопът се насочва по посока на желания обект.

Забележка: При бързите движения на телескопа има реална опасност някой от присъстващите да бъде ударен от противотежестите, докато вниманието на работещия е ангажирано с намирането на обекта! Затова е редно при наличие на хора, стоящи в непосредствена близост до колоната на телескопа, работещият предварително да предупреди за опасността.
5.2. При наближаване на района на обекта, работещият използва търсача на телескопа. Когато обекта бъде забелязан и центриран в последния, часовата и деклинационната оси се блокират за бързи движения и се преминава към прецизно доуточняване на насочването, чрез въртене на съответните винтове за фини движения по двете оси, намиращи се върху самата екваториална глава. Накрая работещия избира подходящото увеличение на телескопа съобразно ъгловите размери на обекта, поставяйки съответния окуляр чрез завъртане на окулярната глава.
6. При наличие на повече хора около телескопа, редно е да се установи посока на тяхното придвижване в тъмната обстановка, като например вече наблюдавалите избраният обект се изтеглят на ляво, отстъпвайки окулярите на идващите след тях.

На хората с нисък ръст се предоставя предвидената за целта ниска стълба, чрез която те удобно могат да достигнат окуляра.


7. След приключване на наблюденията всички, с изключение на водещия, напускат павилиона, воденето на телескопа се изключва, капакът на обектива се затваря и телескопът се поставя в положение, при което не може да бъде ударен при затваряне на подвижния покрив - с противотежестта нагоре!
8. Подвижният покрив се затваря с натискане на най-десният бутон върху таблото за управление на ел. двигателя. При достигане на крайно затворено положение, ел. двигаелят се изключва автоматично от краен изключвател. Забележка:

По време на затварянето не бива да присъстват хора в пространството под самия подвижен покрив – опасност от контузии!


9. Загася се осветлението, изключва се захранващото ел. табло чрез сваляне на всички автоматични предпазители в него.

II. Практически задачи
1. Оценка на геометричната светлосила на телескопа според отношението f/D. За понятията геометрична и ефективна светлосила.

 

2. Оценка на изменението на резултантната светлосила на системата след промяна на фокусното разстояние. Нужните корекции в експозиционното време при фотографски наблюдения, според променената светлосила.



 

3. Определяне на ъгловата разделителна способност на инструмента чрез наблюдение на двойни звезди (Албирео –  Лебед,  Лира и др. при нужда).

 

4. Наблюдения на Юпитер:



- Измерване ъгловия диаметър на Юпитер и изчисляване на линеният му диаметър при известно разстояние до планетата;

- Наблюдения на движението на Галилеевите спътници на Юпитер.

 

5.  Наблюдения на звездни купове и мъглявини:



- По-ярки мъглявини и купове от каталога на Месие и някои дани за тях – тип на обекта, разстояние до него, линейни размери;

- Измерване на ъгловите размери на мъглявината М8 – „Лагуна” в съзвездие Стрелец и пресмятане на линейните й размери при известно разстояние до нея. Влияние на светлосилата на телескопа върху оценката на ъгловите размери на обекта.

 

6. Методики на фотографиране – използване на огледално-рефлексен (SLR или DLSR) фотоапарат, методи за фокусиране в SLR-визьор. Светлочувствителност на фотографския носител (филм, матрица), експонометрични таблици за различни типове астрономически обекти.


7. Обработка на получените снимки:

- Наблюдавани дефекти във фотографското изображение – шум и зърнимост, влошен контраст. Анализ на причините за дефектите;



– Софтуер за обработка и събиране (стакване) на кадри.


База данных защищена авторским правом ©obuch.info 2016
отнасят до администрацията

    Начална страница