Teleskoop: erinevus redaktsioonide vahel
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
P pisitoimetamine |
PResümee puudub |
||
9. rida:
Optilisi teleskoope kasutatakse laialdaselt [[astronoomia]]s, kuid ka paljudes mitteastronoomilistes instrumentides, nagu näiteks [[teodoliit]]ides, [[binokkel|binoklites]], fotoobjektiivides jne.
Valgust koondava elemendina on optilises skeemis alati olemas [[objektiiv]]. Objektiivi parameetriteks on [[fookuskaugus]]
==Teleskoopide tüübid==
18. rida:
[[Pilt:Schmidt-Newton.png|pisi|Schmidt-Newton teleskoop]]
Optilisi teleskoope liigitatakse valgust koondavate elementide (optikasüsteemide)
#[[Refraktor]]i ehk dioptrilise teleskoobi puhul kasutatakse objektiiviks koondavat [[lääts]]e.
#*[[Galilei]] teleskoop ([[1609]]). Objektiiv oli üksik tasakumer lääts, okulaariks tasanõgus lääts. Tekitab [[näiv kujutis|näiva kujutise]], mida ei ole võimalik
#*[[Kepler]]i teleskoobi okulaar on [[kumerlääts]], mille abil saadakse [[tõeline kujutis]].
#[[Reflektor]]il ehk katoptrilisel teleskoobil on objektiiviks nõguspeegel.
#*[[Newtoni teleskoop]] ([[1668]]). Esimene reaalselt valmisehitatud peegelteleskoop. Objektiiv ehk '''peapeegel''' on kas [[sfäär]]iline või [[parabool]]ne nõguspeegel, koonduv kiirtekimp suunatakse teleskoobi torust välja [[optiline telg|optilise telje]] suhtes 45
#*Gregoriuse teleskoobil on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel on elliptiline nõguspeegel. Kuigi optiline skeem oli pakutud enne Newtoni skeemi, ei võimaldanud 17. sajandil optikatööstuse tase selliseid teleskoope toota.
#*[[Cassegraini teleskoop|Cassegraini teleskoobil]] on peapeegel sfääriline või paraboolne, sekundaarpeegel aga [[hüperbool]]ne kumerpeegel, mis peegeldab koonduva kiirtekimbu (fookuskaugust seejuures suurendades) läbi peapeeglis keskel oleva avause fookusesse.
#*Richie-Chretieni teleskoobil on nii pea- kui sekundaarpeeglid hüperboolsed, fookuse tasand on tasane ning väga suures ulatuses moonutustevaba. Selline optiline skeem on näiteks [[Hubble'i kosmoseteleskoop|Hubble'i kosmoseteleskoobil]].
#[[Katadioptriline|Katadioptrilistel]] teleskoopidel koosneb objektiivile vastav optiline skeem nii peeglitest kui ka läätsedest.
#*[[Schmidti kaamera]] leiutas [[Eesti]]st pärit [[Bernhard Schmidt]] [[1930]]. aastal. Selles skeemis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli kujutist peegli ette asetatud õhukese ''korrektsiooniläätsega'', mille ristlõige piki raadiust on lainekujuline. Kaamera tekitab kujutise teleskoobi kõverpinnal asuvasse fookusesse, mis paikneb korrektsiooniläätse ja peegli vahel, sageli kasutatakse fookuse sealt välja toomiseks mõnda peegelteleskoobi, näiteks Cassegraini või Newtoni süsteemi. Sel juhul nimetatakse optilist süsteemi
#*[[Maksutov]]i ehk meniskteleskoobis korrigeeritakse sfäärilise peapeegli moonutusi õhukese kumernõgusa läätsega [[Menisk (optika)|meniskuga]]. Fookuse peegli ja meniski vahelt välja toomiseks kasutatakse harilikult kumerpeeglit, mis tihti aurustatakse meniski keskosa sisepinnale.
37. rida:
==Teleskoopide omadused==
Teleskoopide omadusi saab iseloomustada
===Nurklahutusvõime===
Nurklahutusvõimet arvutatakse [[Rayleigh|Rayleigh']] kriteeriumist lähtudes valemi:
:<math>\alpha_{R} = \frac{1,22\cdot\lambda}{D},</math>
57. rida:
:<math>S = \frac{206265}{F},</math>
kus <math>S</math> on mastaap, ühikuga kaaresekundit millimeetrile, ning <math>F</math> on teleskoobi fookuskaugus millimeetrites. Mida pikem on teleskoobi [[fookuskaugus]], seda suurem on taevakeha kujutis [[fokaaltasand|fokaaltasandil]]
:<math>d = \frac{\alpha^{''}}{S},</math>
kus <math>\alpha^{''}</math>
===Teleskoobi suurendus===
68. rida:
:<math>suurendus = \frac{F}{f}</math>
järgi, kus <math>F</math> on objektiivi fookuskaugus
===Minimaalne ja maksimaalne kasulik suurendus===
76. rida:
===Valgusjõud===
Teleskoobi valgusjõudu esitatakse fookuskauguse
{{Commons|Telescope}}
| |||