Более 10% территории России занимают болота. Можно сказать, что это – один из основных природных показателей страны. Но являются ли болота богатством, и имеет ли смысл осушение болот, рассмотрим в этой статье.
Казалось бы, сплошная польза
Россия - огромная страна с большим количеством населения. И это население нужно кормить. А, если степень заболоченности некоторых территорий составляет более 30%, откуда брать плодородные почвы для посевов? Это одна из основных целей такого явления, как осушение болот. Известно, что болота покрывают равнинные территории, наиболее пригодные для устройства лугов и пашен. То же касается и лесных массивов. На заболоченных территориях лес практически не растет, а, если растет, то пользоваться этой древесиной невозможно, поскольку ее сложно добывать и вывозить.
Второй причиной, оправдывающей осушение лесных болот, являются пожары. Уже все поняли, насколько опасным становится горение торфа. Болото образуется путем зарастания водоема. Сначала основную растительность составляет тростник и камыш, потом вода застаивается и покрывается ряской, начинает расти осока и сабельник. Последнее растение имеет мощную корневую систему, и удалить его не так-то просто. Постепенно растительность покрывает всю водную поверхность, и на ней образуются сфагнумовые или, другими словами, торфяные мхи. Торф - сухой, влажность его составляет не более 2%, и поэтому легко воспламеняется, но под ним может быть многометровая толща воды.
А теперь представьте, что по чьей-то, чаще человеческой, неосторожности искра попадает на торфяную кочку, и она загорается. Пожар на торфяных болотах - страшное явление. Во-первых, торф горит вширь и вглубь, поскольку при высокой температуре вода под ним начинает испаряться. Во-вторых, тушить такой пожар обычной техникой не представляется возможным - она просто не пройдет в заболоченные места. В результате, процесс становится неуправляемым, и приносит стране многомиллионные убытки.
Осушение болот - нарушение экологического баланса
Однако осушение болот имеет и отрицательную сторону. Наряду с получением добротного топлива, коим является торф, расширения плодородных земель и лесных угодий, осушение лесов ведет к неблагоприятным экологическим последствиям.
Болота - это настоящие хранилища чистой воды. Дело в том, что пресловутые сфагнумовые мхи являются отличными антисептиками, а, значит, полноценным природным фильтром. Далее, осушение болот уменьшает питание мелких, и, соответственно, крупных рек. Пресная вода, вытекает в океан и становится соленой.
Осушение леса ведет в гибели растительности, которой нужна влага. Это, в первую очередь, касается хвойных деревьев, ягод - морошки, клюквы и пр. Более того, страдает не только лес в окрестности осушенных болот, но и расположенный за десятки километров, поскольку грунтовые воды соблюдают принцип сообщающихся сосудов. За изменением флоры местности происходит и изменение фауны. Погибают рыбы, птицы, беспозвоночные и животные, жизнь которых зависит погибающей растительности и от близости к водоему.
Осушение леса повлечет необратимые последствия, если не подходить к данному вопросу с умом. Необходимо регулировать водный режим, оставляя водоемы в верховьях рек и болотистые территории в водоразделах. Нельзя осушать болота, расположенные на песчаных и супесчаных грунтах, а также те, на которых растет клюква, морошка, голубика. Важно сохранять болота, на которых растут редкие виды растений, в том числе лекарственных, и животных.
А, если речь идет про дачный участок?
Впрочем, если речь идет про обычный дачный участок на заболоченной территории , который после долгой борьбы с руководством района, кучи потраченных средств и нервов, попадает к вам в пользование, говорит о вреде осушения даже смешно. Вряд ли экосистеме будет нанесен существенный ущерб, если вы сделаете дренаж своих 6-10 сотках. Тем более, если вы не планируете сделать основной садовой культурой морошку.
Переувлажненные земли, болота и причины заболачивания
Основные задачи осушения болот, заболоченных и избыточно увлажненных земель сводятся к созданию оптимальных условий для роста сельскохозяйственных культур. Под болотами понимают участки земли, находящиеся постоянно или периодически в состоянии избыточного увлажнения, и в пределах которых мощность торфа достигает 15–20 см.
Болота подразделяются на низинные, верховые болота и болота переходного типа
Низинные болота образуются в поймах рек, вблизи озер. На таких болотах торф обладает повышенной зольность (до 30% массы сухого вещества). После осушения болот этого типа торфяники становятся весьма ценными сельскохозяйственными угодьями, так как они содержат до 3,5% азота, до 1,7% фосфора и до 0,25 калия .
Верховые болота распространены на водораздельных участках и питаются атмосферными осадками и талыми водам. Характерной растительностью их являются мхи. Торф верховых болот имеет низкую зольность – не более 3–5% массы сухого вещества, отличается кислой реакцией (рН 3,5–5). После осушения и включения верховых болот в сельскохозяйственный оборот требуется внесение органических и минеральных удобрений.
Болота переходного типа занимают промежуточное положение между низинными и верховыми болотами и образуются на территориях, которые подвергаются временному увлажнению.
Основными причинами заболачивания или избыточного увлажнения территорий являются атмосферные осадки и нерегулируемый поверхностный сток, способствующие накоплению избыточной влаги на территории; поверхностные воды, поступающие со стороны водоразделов или рек (в паводок); грунтовые воды, залегающие близко к поверхности земли. Все это, в конечном итоге, создает благоприятные условия для развития болот или избыточно увлажненных почв, а для нормального развития растений на таких территориях требуется проводить осушительные мероприятия.
Если основной причиной заболачивания или избыточного увлажнения почв являются поверхностные воды, то в этом случае задачами дренажных мероприятий являются:
1) ускорение и регулирование стока этих вод при помощи открытых каналов;
2) перехват поверхностного стока и паводковых вод канавами; защита от паводковых вод осуществляется за счет устройства дамб.
При избыточном увлажнении территорий за счет грунтовых вод задача дренажа сводится к:
1) ускорению оттока почвенно-грунтовых вод путем понижения уровней грунтовых вод с помощью дрен;
2) перехвату подземного потока на возвышенных участках, подтекающего «со стороны», ловчими канавами или дренами.
Проектируемый дренаж должен обеспечить требуемую норму осушения – понижение уровня грунтовых вод ниже поверхности земли на величину, обеспечивающей благоприятный водно-солевой режим для роста сельскохозяйственных культур в течение всего вегетационного периода. Норма осушения зависит от вида сельскохозяйственных культур, климатических условий и структуры почв.
В таблице 8 приводятся средние нормы осушения выращивания некоторых сельскохозяйственных культур в условиях средней полосы России и Ленинградской области .
Таблица 8
Средние нормы осушения сельскохозяйственных культур
Осушительная сеть представляет собой комплекс инженерных сооружений и устройств, с помощью которых достигается требуемая норма осушения. Она включает в себя:
1. Оградительную сеть – для перехвата и отвода поверхностных и грунтовых вод, поступающих на осушаемую территорию извне (нагорные канавы, дамбы и т.д.)
2. Осушительную (регулирующую) сеть – для сбора и удаления с осушаемой территории избыточных поверхностных и грунтовых вод (ряд открытых канав и закрытых дрен)
3. Водопроводящую сеть – для транспортирования воды из оградительной и осушительной сети за пределы осушаемой территории в водоприемники (водоотводные и магистральные канавы);
4. Водоприемники – для приема воды, собираемой осушительной сетью (реки, озера, овраги).
Осушительная сеть состоит из расположенных на определенном расстоянии и глубинах открытых канав или закрытых дрен, которые перехватывают или поглощают избыточную поверхностную или почвенно-грунтовую воду на осушаемой территории. Глубина элементов осушительной сети и расстояние между ними должны быть таковы, чтобы, с одной стороны обеспечить норму осушения, а с другой - не мешать нормальной работе сельскохозяйственных машин.
Для осушения сельскохозяйственных территорий обычно привлекается открытый или закрытый горизонтальный дренаж.
6.2.2.Осушение открытыми каналами
Открытый дренажили осушение открытыми каналами является наиболее простым и дешевым способом осушения болотных и избыточно увлажненных территорий. В зависимости от назначения эти каналы бывают осушительными (служат для понижения уровня грунтовых вод) и собирательными (для ускорения поверхностного стока).
Расположение осушительных каналов на осушаемой территории зависит от почвенных, топографических условий, планируемого использования осушенных земель (огороды, сады, пашня и др.).
Осушительные каналы обычно нарезают под острым углом к горизонтали местности, а при грунтовом питании болот – под острым и ли прямым углом к направлению грунтового потока. Глубина заложения мелких открытых канав (как и расстояние между канавами), определяется требуемыми нормами осушения для тех или иных сельскохозяйственных культур. Глубина заложения канав на осушаемых лугах и пастбищах составляет 0,8–1,0 м, на полях – 1,0 –1,2 м, в садах – 1,2 м. Расстояния между каналами при осушении болот в условиях нечерноземной зоны России приведены в таблице 9.
В России имеется большой опыт осушения пойменных болот и заболоченных земель также одиночными каналами, проходимыми на большую глубину (более 1,5–2,0 м). Такая канава обеспечивает распространение осушительного действия в сторону от нее на 500-2000 м и позволяет осушить площадь территории без дополнительного привлечения мелкой систематической сети.
Помимо постоянных открытых канав, при дренаже избыточно увлажненных территорий привлекаются также временные канавы или борозды. Они проходятся специальными канавокопателями поперек склона с уклоном порядка 0.001 и периодически ликвидируются (закапываются) - на период посадки растений или уборки урожая.
Недостатки открытого дренажа заключаются в том, что они мешают нормальной работе сельскохозяйственных машин, занимают полезные сельскохозяйственные площади, быстро выходят их строя - как результат их засорения, заиливания, зарастания и т.д.
Основные формулы, показывающие на что примерно способен телескоп.
Не забывайте только, что это теория, на деле всё сильно зависит от качества изделия, правильности настройки и состояния атмосферы.
Сначала три основных понятия:
Апертура телескопа (D)
Фокусное расстояние телескопа (F)
Кратность телескопа (Г)
Сами формулы:
Кратность или увеличение телескопа (Г)
Г=F/f , где F - фокусное расстояние объектива, f - фокусное расстояние окуляра.F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г.
Максимальное увеличение (Г max)
Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива. Принято считать, что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше немного занизить эту величину:Г max=1,5*D , где D - фокусное расстояние объектива.
А если труба окажется способна на большее - пусть это лучше сюрпризом будет, чем наоборот... Используя линзу Барлоу, можно поднять максимальное увеличение телескопа в разы, но в итоге вы получите всего-лишь размытое пятно больших размеров и никаких дополнительных деталей.
Есть, правда, другой подход: немного более крупные размеры часто позволяют лучше расмотреть тот же объект, несмотря на то, что деталей на нём не прибавится. Наверное поэтому и советуют обычную формулу: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса...
Светосила
Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F. Если не особо заморачиваться, то чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5). А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.Разрешающая способность (b)
Разрешающая способность
телескопа - наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну.
Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать "чёткость" изображения (да простят меня профессионалы-оптики...).
b=138/D
, где D - апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги).
Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1" (1 секунды). Например, на Луне 1" соответствует кратеру диаметром около 2 км.
Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).
Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная разрешающая способность в 1" достигается при апертуре 150мм у рефлекторов
и около 125мм у планетников-рефракторов.
Более апертуристые телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в горах, где чистая атмосфера,
либо в те редкие дни, когда "с погодой везёт"...
Однако, не забывайте, что чем больше телескоп, тем ярче изображение, тем виднее более тусклые детали и объекты.
Поэтому, с точки зрения обычного наблюдателя, изображение у больших телескопов всё равно оказывается лучше, чем у маленьких.
Вдобавок, в короткие промежутки времени атмосфера над вами может успокоиться настолько,
что большой телескоп покажет картинку более чёткую, чем при том самом пределе в 1",
а вот маленький телескоп упрётся в это ограничение и будет очень обидно...
Так что, нет особого смысла ограничиваться 150-ю миллиметрами;)
Предельная звёздная величина (m)
Предельная звёздная величина
, которая видна в телескоп, в зависимости от апертуры:
m=2.1+5*lg(D)
, где D – диаметр телескопа в мм., lg - логарифм.
Если возьмётесь расчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина
,
доступная нашему глазу через самый большой "магазинный" телескоп с апертурой 300мм - около 14,5 m .
Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.
Приведу для справки таблицу соответствия апертуры телескопа D и предельной звёздной величины:
| D, мм | m | D, мм | m |
| 32 | 9,6 | 132 | 12.7 |
| 50 | 10,6 | 150 | 13 |
| 60 | 11 | 200 | 13,6 |
| 70 | 11,3 | 250 | 14,1 |
| 80 | 11,6 | 300 | 14,5 |
| 90 | 11,9 | 350 | 14,8 |
| 114 | 12,4 | 400 | 15,1 |
| 125 | 12,6 | 500 | 15,6 |
На деле значения будут немного отличаться из-за разницы световых потерь в разных конструкция телескопов.
При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в линзовых телекопах-рефракторах.
В зеркальных рефлекторах потери выше - очень грубо можно отнять 10-15%.
В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.
Также велики потери в биноклях из-за наличия нескольких преломляющих призм - их я имел ввиду, дав диаметры 32 и 50 мм.
То есть, в биноклях предельная звёздная величина будет гораздо меньше табличной. На сколько - зависит от качества марки бинокля, в частности от качества просветляющего покрытия всех поверхностей - это нельзя предсказать для всех моделей.
Сложные и дорогие окуляры тоже задерживают свет за счёт большего количества линз - неизбежная плата за качество изображения
(хотя, их качественные просветляющие покрытия частично снижают этот недостаток).
То есть, при одинаковой апертуре, в линзовый телескоп-рефрактор с самым простеньким окуляром вы увидите максимум возможного при данном D.
Но, поскольку, рефракторы больших диаметров дороги, то за те же деньги можно взять гораздо более апертуристый рефлектор и увидеть значительно больше.
Выходной зрачок
Выходной зрачок телескопа = D/ГХорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. - примерный диаметр человеческого зрачка в темноте). Если выходной зрачок окажется больше, то часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали объектив.
На деле удобнее считать "от обратного". Например:
Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок будет равен 6 мм.
Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое "равнозрачковое увеличение"?
Вспоминаем: f=F/Г.
Тогда: фокусное расстояние F моего Добсона": 1255мм. "Г" уже нашли: 41,67 крат.
Получается, что мне нужен окуляр f=1255/41,67=30,1мм. Да, примерно такой окуляр и шёл в комплекте:)...
42 крата - это совсем немного, но достаточно для рассматривания звёздных полей, а вот уже для Андромеды маловато...
(Берём окуляр с фокусом покороче. Ура, получается крупнее! Но... темнее. И чем больше кратность, тем темнее будет картинка.)
Это был расчёт для довольно апертуристого телескопа, а какая будет кратность для равнозрачковости в рядовые телескопы - посчитайте сами: одни слёзы... Поэтому и говорят, что "апертура рулит" - чем она выше, там картинка ярче при одинаковой кратности (при одинаковой конструкции телескопов).
Поле зрения телескопа
Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / ГПоле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f.
Чем полезно знание поля зрения телескопа ?
Чем больше поле зрения телескопа , тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты.
Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре.
Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.
Теперь, когда примерно ясна взаимосвязь характеристик телескопа, можно другими глазами посмотреть на то,
по физике
«Устройство, назначение, принцип работы, типы и история телескопа»
Работу выполнил:
ученик 8 v класса
Рижской шлолы Nr . 66
Юрий Круглов
РИГА
2005 год
Устройство телескопа
Телескоп любого типа имеет объектив и окуляр.
Линза, обращенная к объекту наблюдения, называется Объективом , а линза, к которой прикладывает свой глаз наблюдатель – Окуляр.
Может быть дополнительная лупа, которая позволяет приблизить глаз к фокальной плоскости и рассматривать изображение с меньшего расстояния, т. е. под большим углом зрения.
Таким образом, телескоп можно изготовить, расположив на одной оси одна за другой две линзы - объектив и окуляр. Для наблюдений близких земных предметов суммарное расстояние фокусов должно быть увеличено.Меняя окуляры, можно получить различные увеличения при одном и том же объективе.
Если линза толще посередине, чем на краях, она называется Собирающей или Положительной , в противном случае – Рассеивающей или Отрицательной.
Прямая, соединяющая центры этих поверхностей, называется Оптической осью линзы. Если на такую линзу попадают лучи, идущие параллельно оптической оси, они, преломляясь в линзе, собираются в точке оптической оси, называемой Фокусом линзы. Расстояние от центра линзы до её фокуса называют фокусным расстоянием. Чем больше кривизна поверхностей собирающей линзы, тем меньше фокусное расстояние. В фокусе такой линзы всегда получается действительное изображение предмета.
Tелескоп принято характеризовать угловым увеличением γ. В отличие от микроскопа, предметы, наблюдаемые в телескоп, всегда удалены от наблюдателя.
Назначение телескопа
Телескопы бывают самыми разными – оптические (общего астрофизического назначения, коронографы, телескопы для наблюдения искуственных спутников Земли), радиотелескопы, инфракрасные, нейтринные, рентгеновские. При всем своем многообразии, все телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основных задачи.
Первая задача телескопа - создать максимально резкое изображение и, при визуальных наблюдениях, увеличить угловые расстояния между объектами (звездами, галактиками и т. п.);собрать как можно больше энергии излучения, увеличить освещенность изображения объектов.
Вторая задача телескопа
– увеличивать угол, под которым наблюдатель видит объект. Способность увеличивать угол характеризуется увеличением телескопа. Оно равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра
Принцип работа телескопа
Принцип работы телескопа заключается не в увеличении объектов, а в сборе света. Чем больше у него размер главного светособирающего элемента - линзы или зеркала, тем больше света он собирает. Важно, что именно общее количество собранного света в конечном счете определяет уровень детализации видимого - будь то удаленный ландшафт или кольца Сатурна. Хотя увеличение, или сила для телескопа тоже важно, оно не имеет решающего значения в достижении уровня детализации.
Типы телескопов
Все телескопы подразделяются на три оптических класса.
Преломляющие телескопы, или рефракторы , в качестве главного светособирающего элемента используют большую линзу-объектив.
Рефракторы всех моделей включают ахроматические (двухэлементные) объективные линзы - таким образом сокращается или практически устраняется ложный цвет, который влияет на получаемый образ, когда свет проходит через линзу. При создании и установке больших стеклянных линз возникает ряд трудностей; кроме того, толстые линзы поглощают слишком много света. Самый большой рефрактор в мире, имеющий объектив с линзой диаметром в 101 см, принадлежит Йеркской обсерватории.
Все большие астрономические телескопы представляют собой рефлекторы . Рефлекторные телескопы популярны и у любителей, поскольку они не так дороги, как рефракторы. Это отражающие телескопы, и для сбора света и формирования изображения в них используется вогнутое главное зеркало. В рефлекторах ньютоновского типа, маленькое плоское вторичное зеркало отражает свет на стенку главной трубы.
Зеркально-линзовые (катадиоптрические) телескопы используют как линзы, так и зеркала, за счет чего их оптическое устройство позволяет достичь великолепного качества изображения с высоким разрешением, при том, что вся конструкция состоит из очень коротких портативных оптических труб.
История телескопа
Первый телескоп был построен в 1609 году итальянским астрономом Галилео Галилеем. Телескоп имел скромные размеры (длина трубы 1245 мм, диаметр объектива 53 мм, окуляр 25 диоптрий), несовершенную оптическую схему и 30-кратное увеличение. Однако он позволил сделать целую серию замечательных открытий (фазы Венеры, горы на Луне, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути).
Очень плохое качество изображения в первых телескопах заставило оптиков искать пути решения этой проблемы. Оказалось, что увеличение фокусного расстояния объектива значительно улучшает качество изображения.
В 1663 году Грегори создал новую схему телескопа-рефлектора. Грегори первым предложил использовать в телескопе вместо линзы зеркало.
Первый телескоп-рефлектор был построен Исааком Ньютоном в 1668 году. Схема, по которой он был построен, получила название «схема Ньютона»..
Длина телескопа составляла 15 см.
В 1672 году Кассегрен предложил схему двухзеркальной системы, вскоре ставшую наиболее популярной. Первое зеркало было параболическим, второе имело форму выпуклого гиперболоида и располагалось перед фокусом первого.
В настоящее время практически все телескопы являются зеркальными.
Самый большой в мире зеркальный телескоп имени Кека имеет диаметр 10 м и находится на Гавайских островах. В России на Кавказе работает телескоп размером 6 м.
В двадцатом веке астрономы сделали много шагов в изучении вселенной.
Эти шаги были бы невозможны без использования больших и сложных телескопов, расположенных на высокогорных лабораториях и управляемых большим количеством квалифицированных специалистов.
Главные части в телескопе - объектив и окуляр. Объектив направляют в сторону объекта, который хотят наблюдать, а в окуляр смотрят глазом.
Существует три основных типа оптических систем телескопов – рефрактор (с линзовым объективом), рефлектор (с зеркальным объективом) и зеркально-линзовый телескоп.
Телескоп-рефрактор имеет в качестве объектива линзу в передней части трубы. Чем больше диаметр линзы, тем ярче кажется небесный объект в поле зрения, тем более слабый объект можно заметить в этот телескоп. Как правило, объектив рефрактора представляет собой не одиночную линзу, а систему линз. Они изготовляются из разных сортов стекла и склеиваются между собой специальным клеем. Это делается для того, чтобы уменьшить искажения в изображении. Эти искажения называются аберрациями. Аберрациями обладает любая линза. Главные из них – сферическая аберрация и хроматическая аберрация.
Сферическая аберрация заключается в том, что края линзы сильнее отклоняют световые лучи, чем середина. Иными словами, лучи света, пройдя через линзу, не сходятся в одном месте. А нам очень важно, чтобы лучи сходились в одной точке. Ведь от этого зависит чёткость изображения. Но это еще полбеды. Ты знаешь, что белый свет является составным – в него входят лучи всех цветов радуги. В этом легко убедиться с помощью стеклянной призмы. Направим на неё узкий луч белого света. Мы увидим, что белый луч, во-первых, разложится на несколько цветных лучей, и, во-вторых преломится, т.е. изменит направление. Но самое важное то, что лучи разного цвета преломляются по-разному – красные отклоняются меньше, а синие – больше. Линза тоже своего рода призма. И она неодинаково фокусирует лучи разных цветов – синие собираются в точку ближе к линзе, красные – дальше от неё.
Изображение, даваемое линзой, всегда слегка окрашено по краям радужной каймой. Так проявляет себя хроматическая аберрация.
Чтобы уменьшить сферическую и хроматическую аберрации, средневековые астрономы придумали делать линзы с очень большим фокусным расстоянием. Фокусное расстояние
– это расстояние от центра линзы до фокуса
, т.е. точки, где происходит пересечение преломленных лучей света (на самом деле в фокусе получается крошечное изображение предмета). Задача объектива - собрать побольше света от небесного объекта и построить крошечное и чёткое изображение этого предмета в фокусе.
Польский астроном XVII века Ян Гевелий изготавливал телескопы длиной 50 метров. Зачем? Чтобы не так сильно сказывались аберрации, т.е. чтобы получить возможно более чёткое и неокрашенное изображение небесного объекта. Конечно, работать с таким рефрактором было очень неудобно. Поэтому Гевелий, хотя и был трудолюбивым астрономом, многого не смог открыть.
Впоследствии оптики придумали делать объектив не из одной, а из двух линз. Причём так подбирали сорта стекол и кривизну их поверхностей, что аберрации одной линзы гасили, компенсировали аберрации другой линзы.
Так появился сложный объектив. Рефракторы сразу уменьшились в размерах. Зачем делать длинный телескоп, если качественный объектив можно сделать более короткофокусным? Именно поэтому в детских телескопах такое плохое изображение – ведь там используется в качестве объектива всего одна линза. А нужно минимум две. Одна линза стоит дешевле, чем две, поэтому детские телескопы так дешевы. Но всё-таки, какие бы стёкла оптики ни подбирали для объективов, совсем избежать хроматической аберрации не удаётся. Поэтому в рефракторах всегда есть небольшой синий ореол вокруг изображения. Однако в целом, рефракторы среди телескопов других систем дают самое чёткое изображение.
Ты должен остановить свой выбор на рефракторе, если собираешься наблюдать подробности небесных объектов – горы и кратеры на Луне, полосы и Большое Красное Пятно на Юпитере, кольца Сатурна, двойные звёзды, шаровые звёздные скопления и т.п. Бледные, размытые объекты – туманности, галактики, кометы – нужно наблюдать в телескоп-рефлектор .
В рефлекторе свет собирается не линзой, а вогнутым зеркалом определённой кривизны. Зеркало изготовить проще, чем линзу, потому что приходится шлифовать только одну поверхность. К тому же, для линз нужно особое качественное стекло, а для зеркал подходит любое стекло. Поэтому рефлекторы в целом стоят дешевле рефракторов с таким же диаметром линзы. Многие любители астрономии сами строят неплохие рефлекторы. Главное преимущество рефлектора в том, что зеркало не даёт хроматической аберрации. Первый в истории рефлектор создал Исаак Ньютон в XVIII веке. Этот английский учёный первым заметил, что вогнутое зеркало одинаково отражает лучи всех цветов и может создавать неокрашенное изображение. Ньютон разработал оптическую систему телескопа, которую принято называть Ньютоновской. Рефлекторы системы Ньютона изготовляются сегодня промышленным способом во многих странах мира.
Самый большой рефлектор системы Ньютона в XVIII веке построил английский астроном Вильям Гершель. Диаметр вогнутого зеркала был 122 см, а длина трубы телескопа – 12 метров. Конечно, телескоп неуклюжий, но всё-таки это уже не 50-метровый рефрактор Гевелия. Со своим телескопом Гершель совершил много замечательных открытий. Одно из самых важных – открытие планеты Уран.
Посмотрим на ход лучей в системе рефрактора и рефлектора.
В рефракторе свет проходит через линзу и непосредственно попадает в окуляр и дальше в глаз наблюдателя. В рефлекторе свет отражается от вогнутого зеркала и направляется сначала на плоское зеркало, установленное в верхней части трубы, и только потом попадает в окуляр и глаз. В рефлекторе, таким образом, работает два зеркала – одно вогнутое (главное), другое плоское (диагональное). Задача главного зеркала такая же, как у линзового объектива - собирать свет и строить крошечное и чёткое изображение в фокусе.
Плоское (диагональное) зеркало держится на специальных растяжках (как правило, их 4 штуки) в передней части трубы. А теперь представь: свет попадает в трубу телескопа, часть света загораживает плоское зеркало и растяжки. В результате на главное вогнутое зеркало попадает меньше света, чем могло попасть. Это называется центральным экранированием. Центральное экранирование приводит к потере чёткости изображения.
Наконец, познакомимся с зеркально-линзовыми телескопами . Они сочетают в себе элементы и рефрактора и рефлектора. Там есть и вогнутое зеркало, и линза в передней части трубы. Как правило, задняя часть этой линзы посеребрена. Этот серебристый кружок играет роль дополнительного зеркала. Ход световых лучей в зеркально-линзовых телескопах сложнее. Свет проходит через переднюю линзу, затем попадает на вогнутое зеркало, отражается от него, идёт обратно к передней линзе, отражается от серебристого кружка, идёт обратно к вогнутому зеркалу и проходит сквозь отверстие в этом зеркале. И только после этого свет попадает в окуляр и глаз наблюдателя. Световой поток внутри трубы три раза меняет направление. Поэтому зеркально-линзовые телескопы так компактны. Если у тебя мало места на балконе, то свой выбор нужно остановить именно на таком телескопе.
Существует несколько оптических систем зеркально-линзовых телескопов. Например, телескоп системы Максутова, Шмидта, Кассегрена, Клевцова. Каждый из этих оптиков по-своему решает основные недостатки зеркально-линзового телескопа. Что же это за недостатки? Во-первых, много оптических поверхностей. Давай посчитаем: как минимум 6, и на каждой из них теряется часть света (к сведению, в рефракторе и рефлекторе их по 4). В нутри такого телескопа теряется много света. Если рефрактор способен пропускать 92% попадающего в него света от небесного объекта, то через зеркально-линзовый телескоп проходит только 55% света. Иными словами, объекты в такой телескоп выглядят более тусклыми по сравнению с рефрактором с таким же диаметром объектива. Поэтому зеркально-линзовые телескопы лучше использовать для ярких объектов – Луны и планет. Но, учитывая центральное экранирование из-за зеркала на передней линзе, приходится признать, что чёткость изображения также ниже, чем в рефракторе. Во-вторых, и линза, и вогнутое зеркало создают свои аберрации. Поэтому качественный зеркально-линзовый телескоп стоит довольно дорого.
Увеличение телескопа. Чтобы найти увеличение телескопа, нужно фокусное расстояние объектива разделить на фокусное расстояние окуляра. Например, объектив имеет фокусное расстояние 1 м (1 000 мм), при этом у нас в распоряжении три окуляра с фокусными расстояниями 5 см (50 мм), 2 см (20 мм) и 1 см (10 мм). Меняя эти окуляры, мы получим три увеличения:
Обрати внимание, если мы берём фокусное расстояние объектива в мм, то и фокусное расстояние окуляра тоже в мм.
Казалось бы, если брать всё более короткофокусные окуляры, то можно получать всё большие увеличения. Например, окуляр с фокусным расстоянием 1 мм дал бы с нашим объективом увеличение 1 000 крат. Однако изготовить такой окуляр с высокой точностью очень сложно, да и нет необходимости. При наземных наблюдениях использовать увеличение более 500 крат не удаётся из-за атмосферных помех. Даже если поставить увеличение в 500 крат, атмосферные течения так сильно портят изображение, что на нём нельзя рассмотреть ничего нового. Как правило, наблюдения проводят с увеличением максимум 200-300 крат.
Несмотря на применение больших увеличений, звёзды в телескоп всё равно выглядят точками . Причина - колоссальная удалённость звёзд от Земли. Однако, телескоп позволяет увидеть невидимые глазом звёзды, т.к. собирает больше света, чем человеческий глаз. Звёзды в телескоп выглядят ярче, у них лучше различаются оттенки, а также сильнее заметно мерцание, вызываемое земной атмосферой.
Максимальное и минимальное полезные увеличения телескопа.
Одно из назначений телескопа в том, чтобы собрать побольше света от небесного объекта. Чем больше света пройдёт через объектив телескопа, тем ярче будет выглядеть объект в поле зрения. Это особенно важно при наблюдении туманных объектов - туманностей, галактик, комет. При этом нужно, чтобы весь собранный свет попал в глаз наблюдателя.
Максимальный диаметр зрачка человеческого глаза 6 мм. Если выходящий из окуляра световой пучок (т.н. выходной зрачок ) будет шире 6 мм, значит, часть света в глаз не попадёт. Следовательно, нужно использовать такой окуляр, который даёт выходной зрачок не шире 6 мм. При этом телескоп даст минимальное полезное увеличение. Его рассчитывают так: диаметр объектива (в мм) делят на 6 мм. Например, если диаметр объектива 120 мм, то минимальное полезное увеличение будет 20 крат. Ещё меньшее увеличение на этом телескопе использовать нерационально, так как выходной зрачок будет больше 6 мм.
Запомни закономерность: чем меньше увеличение телескопа, тем больше выходной зрачок (и наоборот).
Минимальное полезное увеличение телескопа ещё называют равнозрачковым
, потому что выходной зрачок окуляра совпадает с максимальным диаметром зрачка человека - 6 мм.
Чтобы найти максимальное полезное увеличение телескопа,
нужно диаметр объектива (в мм) умножить на 1,5. Если диаметр объектива 120 мм, то получим максимальное полезное увеличение 180 крат. Большее увеличение на этом телескопе получить можно, но это будет бесполезно, т.к. новых деталей выявить не удастся из-за появления дифракционных картин. При наблюдении двойных звёзд иногда используют увеличение, численно равное удвоенному диаметру объектива (в мм).
Таким образом, на телескопе с диаметром объектива 120 мм имеет смысл использовать увеличения от 20 до 180 крат.
Существует т.н. проницающее увеличение.
Считают, что при его использовании достигается наилучшее проницание - становятся видны самые слабые звёзды, доступные для данного телескопа. Проницающее увеличение используют для наблюдения звёздных скоплений и спутников планет. Чтобы его найти, нужно диаметр объектива (в мм) разделить на 0,7.
В телескопах совместно с окуляром иногда применяют т.н. линзу Барлоу
, представляющую собой рассеивающую линзу. Если линза Барлоу двухкратная (2х), то она как бы увеличивает фокусное расстояние объектива в 2 раза (3-кратная линза Барлоу - в 3 раза). Если, например, у объектива фокусное расстояние равно 1 000 мм, то с использованием 2-кратной линзы Барлоу и окуляра с фокусным рассоянием 10 мм мы получим увеличение 200 крат. Таким образом, линза Барлоу служит для повышения увеличения. Конечно, эта линза вносит в общую картину свои аберрации, поэтому при выявлении мелких деталей на Луне, Солнце, планетах от этой линзы лучше отказаться.
Подробнее смотри
Телескоп, оборудованный для фотографии небесных объектов, называется астрографом
. В нём вместо окуляра используется приёмник излучения (раньше это была фотопластинка, фотоплёнка, сегодня - приборы с зарядовой связью). Светочувствительный элемент приёмника излучения располагается в фокусе объектива, так что крошечное изображение предмета запечатлевается. Сегодня астрограф непременно используется в сочетании с компьютером.