Содержание
- 2. Типы телескопов: линзовые - рефракторы (диоптрические) зеркальные - рефлекторы (катоптрические) зеркально - линзовые (катадиоптрические) 1 –
- 3. Некоторые характеристики телескопов Увеличение: tgγ = 0.5D/F; tgα = L/F tgβ = L/l β:α = F/l
- 4. Масштаб: L = F tgα tgα≅α″/206265 = α′/3438
- 5. Некоторые характеристики телескопов Разрешающая способность: α″ = 206265 ×1.22 λ/D Линейный радиус кольца в фокальной плоскости:
- 6. Некоторые характеристики телескопов Проницающая сила (визуальные наблюдения): m = 7.1 + 5 lgD1(cm) D = 1
- 7. Аберрации телескопов Физическая: хроматическая F= 4861 Å Hβ C= 6563 Å Hα D= 5893 Å Na
- 8. Аберрации телескопов Геометрические (осевые): Сферическая аберрация ρ0 = Δs’ tg u = Δs’ y/F Максимальная сферическая
- 9. Аберрации телескопов Геометрические (внеосевые): Кома Дисторсия Для одиночной тонкой линзы или зеркала:
- 10. Аберрации телескопов Геометрические (внеосевые): Дисторсия Астигматизм Кривизна поля
- 11. Аберрации телескопов Геометрические (внеосевые): Дисторсия Кривизна поля
- 12. Исследование оптики Метод Фуко: Дисторсия
- 13. Цеховые испытания зеркала D=1.5 м Среднеквадратическое отклонение 0.068 λ Интерферограмма. Главное зеркало Волновой фронт. Главное зеркало
- 14. Исследование оптики Метод Гартмана: Дисторсия
- 15. Датчик волнового фронта ШАКА-ГАРТМАНА
- 16. Некоторые системы телескопов - рефлекторов 1 - парабола; 2 - плоскость (зеркало 1 можно делать сферическим
- 17. Некоторые системы телескопов - рефлекторов 1 - парабола (зеркало 1 может быть сферическим при маленьком относительном
- 18. Система Шмидта и менисковые системы Максутова 1 - сфера; 2 - коррекционная пластина; 3 – ПЗС-камера
- 19. Влияние атмосферы Если на входе в атмосферу волновой фронт является плоским, то температурные неоднородности, порожденные атмосферной
- 20. При длинных экспозициях отдельные спеклы сливаются в турбулентный диск размером β = λ/r0. Общее количество спеклов
- 21. Создание адаптивных систем
- 23. GTC Great Telescope Canary Диаметр зеркала 10.4 м 36 шестиугольных зеркал Канарские острова высота 2267 м
- 24. Телескопы Кека I, II Диаметры зеркал 10 м 36 шестиугольных зеркал Мауна Кеа, Гавайи высота 4145
- 25. Hobby-Eberly Диаметр зеркала 9.2 м, 91 шестиугольное зеркало Фолкес, Техас высота 2025 м SALT Диаметр зеркала
- 26. LBT Диаметры зеркал 8.4 м Маунт Грэхем, Аризона высота 3221 м F = 9.6 m ●
- 27. Very Large Telescope (VLT) Диаметры зеркал 8.2 м Пустиня Атакама, Чили высота 2635 м F =
- 28. Subaru Диаметр зеркала 8.2 м Мауна Кеа, Гавайи высота 4139 м F = 15.0 m
- 29. Gemini Северный Диаметр зеркала 8.1 м Мауна Кеа, Гавайи высота 4213 м Южный Диаметр зеркала 8.1
- 31. Thirty Metre Telescope (TMT)
- 32. E-ELT
- 34. Hershel Диаметр - 3,5 метра, работает в инфракрасном диапазоне спектра. Зеркало из карбида кремния. Вес телескопа
- 35. Схемы телескопов в рентгеновском диапазоне Критический угол определяется соотношением: = 2⋅λ⋅(πr0N(e))1/2 Зеркала покрываются, в зависимости от
- 36. Чандра Работает с 1999
- 37. Свифт Работает с 2004
- 38. Телескопы в радио диапазоне VLA Θ1/2 S = G λ2/(4π) – эффективная площадь антенны G -
- 39. Телескопы в радиодиапазоне Синфазные решетки, апертурный синтез VLA
- 40. Радиотелескоп УТР-2 построен в 1970 г. и является самым крупным в мире инструментом декаметрового диапазона длин
- 41. «Диапазонный" крестообразный радиотелескоп (ДКР-1000) - назван из-за возможности проводить одновременные наблюдения в диапазоне частот от 30
- 42. РАТАН 600 Круговой отражатель -895 прямоугольных отражающих элементов (11.4 х 2 м). Центральная часть каждой панели
- 43. Грин-Бэнк (Западная Виргиния, США) — крупнейший в мире полноповоротный параболический радиотелескоп Зеркало имеет размеры 100×110 м.
- 44. ARECIBO
- 45. VLA
- 46. ALMA VLA
- 47. Экваториальная установка
- 48. Монтировки телескопов Фокус куде Немецкая монтировка Труба укреплена на оси с противовесом и ломаной полярной осью
- 49. Монтировки телескопов Английская монтировка
- 50. Монтировки телескопов Труба укреплена на вилке, направленной на полюс Азимутальная установка
- 51. ПРИЕМНИКИ ИЗЛУЧЕНИЯ Приёмники излучения разделяются на одноканальные (фотоэлементы, фотосопротивления, болометры, счётчики и др.) и многоканальные (глаз,
- 52. Первым приёмником излучения является глаз Ночное зрение – 0.513 мкм, Дневное зрение – 0.555 мкм Разрешающая
- 53. Фотоэлектрические приемники излучения основаны на явлении фотоэффекта – появлении свободных электронов под действием излучения. Различают внешний
- 54. Длинноволновая граница некоторых веществ
- 55. Чтобы понять физику работы ПЗС рассмотрим структуру МОП- конденсатора, которые являются основой таких приборов. МОП- конденсатор
- 56. Устройство МОП- конденсатора 0.1 – 0.15 μm
- 57. Схема передачи зарядовых пакетов при считывании сигнала с ПЗС-матрицы
- 58. В настоящее время активно внедряется CMOS (complementary metal-oxide-semiconductor )-технология Ячейка CMOS-матрицы
- 59. Зависимость теплового шума от температуры
- 60. Установка матрицы на печатной плате
- 61. Матричные сборки - 4 х 1.8 м телескопа на Гавайской обсерватории мозаичная камера (60 ПЗС) поле
- 62. Примеры камер фирмы FLI
- 63. Фотоэлектронный умножитель (ФЭУ) - прибор, в котором фототок усиливается с помощью дополнительных электродов – динодов, которые
- 64. Схемы фотоэлектронных умножителей с линейными дискретными динодными системами: а-с корытообразными динодами; б-с жалюзийными динодами; Ф -
- 65. Микроканальные пластинки (МКП) Микроканальные пластины – пластины из токопроводящего стекла толщиной 0,4-1 мм, пронизанных множеством (105-106)
- 66. МКП используются для регистрации фотонов с энергией 0.15-3 кэВ. Обычно ставится 2 каскада, второй под углом
- 67. Для регистрации фотонов с энергией менее 1-20 кэВ применяются детекторы, использующие фотоэффект в газе или на
- 68. Для регистрации фотонов с энергией от 30 кэВ до 10 МэВ применяют сцинтиляционные детекторы, в качестве
- 69. Искровая камера – используется для регистрации энергий > 20 Мэв. Искровая камера обычно представляет собой систему
- 70. В- среднеквадратичная флуктуация мощности фонового излучения, q – квантовый выход приемника. Обратная величина этой мощности показывает
- 71. ФОТОСОПРОТИВЛЕНИЕ – устройство для измерения потока энергии электромагнитного излучения, основанное на уменьшении его внутреннего сопротивления в
- 72. БОЛОМЕТР – устройство для измерения потока ИК- излучения, основанное на изменении физических параметров термочувствительного элемента (повышения
- 73. WISE
- 74. Все приемники ИК-диапазона подвержены влиянию фонового излучения, поступающего от окружающих предметов (собственное излучение телескопа и аппаратуры).
- 75. Спектральные аппараты Призменный спектрограф Если длина щели l, то ширина спектра будет l’ = lF2/F1 Измеряется
- 76. Дифракционные спектрографы
- 77. Величина доплеровского смещения Δλ = λ1– λ определится из формулы Предполагается, что источник света и наблюдатель
- 78. High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) — высокоточный эшелле спектрограф, установленный в 2002 году на
- 79. HARPS
- 80. Часть спектра звезды, полученной с HARPS. Сплошные линии соответствуют свету от звезды, темные линии, соответствуют линиям
- 83. Методы: Фотометрия Определение фотометрических систем. Оценка блеска звезд в различных полосах. Создание фундаментального каталога фотометрических стандартов.
- 84. Поскольку в общую интенсивность от объекта добавляется фон неба, последний необходимо вычесть, измерив значение фона возле
- 85. Критерием точности апертурной фотометрии есть отношение сигнала к шуму SNR (Signal to Noise Ratio). где: Nt
- 86. Результаты
- 87. Распределение энергии в спектре звезды и полосы пропускания фильтров
- 88. Система Слоановского обзора SDSS (1996)
- 89. Методы: Спектрофотометрия
- 90. Фотометрия спектральных линий Фотометрическим профилем спектральной линии называется численное или графическое выражение распределения интенсивности внутри спектральной
- 91. Эквивалентная ширина линии характеризует количество энергии, поглощаемое (излучаемое) N электронами при переходе из одного состояния в
- 92. Поляризация света, приходящего к нам от небесных тел, сначала была обнаружена у Луны, планет, комет, короны
- 93. Для нахождения значений Ip и ϕ0 достаточно трех измерений, проведенных со сменой угла ϕ на 60
- 94. Такой расчет дает точное значение степени поляризации Р, но малоточное значение угла поляризации ϕ0. Поэтому в
- 95. Оптическая схема фотометра-поляриметра
- 96. Звезды –поляры: аккреция вещества слабомассивного спутника на белый карлик, обладающий мощным магнитным полем
- 97. Методы определения диаметров: прямые измерения фотометрия покрытия звезд Луной интерферометрия спеклинтерферометрия
- 98. Если расстояния до звезд и их температуры известны, то формулы, полученные ранее, могут служить для оценки
- 99. Применение этих формул к некоторым звездам, например Сириус, Антарес, дает возможность получить оценки их размеров: для
- 100. Одним из методов определения диаметров звезд является метод анализа дифракционной картины, которая возникает при покрытиях звёзд
- 101. Milliarcsecond angular resolution of reddened stellar sources in the vicinity of the Galactic Center A. Richichi,
- 102. Richichi et al., 2014. VLT observations
- 103. Волновая природа света ограничивает возможности прямого измерения диаметров, но способствует развитию новых. Один из таких методов
- 104. Крупнейшие интерферометры
- 107. Спекл-интерферометрия
- 109. Массы звезд Обобщенный закон Кеплера:
- 110. Орбиты компонент двойной системы относительно центра масс
- 114. Напишем обозначим радиус А комп.
- 115. Список литературы Уокер А. Астрономические наблюдения. 1989. 230 с. Курс астрофизики и звездной астрономии. (Под ред.
- 117. Скачать презентацию