какие виды электромагнитных волн излучают небесные тела

Какие виды электромагнитных волн излучают небесные тела

Электромагнитное излучение небесных тел

Волновые свойства электромагнитного излучения определяются взаимодействующими переменными электрическими и магнитными полями. Так же как и любая волна, электромагнитное излучение характеризуется частотой, обозначаемой обычно буквой v, и длиной волны λ.

Длина волны и частота связаны друг с другом формулой

Если рассматривать электромагнитное излучение как поток фотонов, то его основная характеристика определяется энергией фотонов Е, связанной с частотой формулой Планка:

Хотя физическая природа и основные свойства одинаковы для всех электромагнитных волн, характер взаимодействия с веществом и методы исследования излучения, имеющего разную длину волны, сильно отличаются. В связи с этим электромагнитное излучение небесных тел условно делится на несколько диапазонов.

Диапазоны электромагнитного излучения

Изучение электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, затрудняется поглощением в земной атмосфере, которая пропускает лишь излучение в диапазонах длин волн от 300 нм до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах прозрачности» в инфракрасном диапазоне. На этих длинах волн наблюдения могут производиться с Земли. Наблюдения в других диапазонах возможны только с помощью приборов, поднятых на большую высоту на самолетах и воздушных шарах или установленных на ракетах и искусственных спутниках Земли.

Спектр поглощения образуется при прохождении излучения с непрерывным спектром через холодный газ. При этом каждый газ поглощает на определенных длинах волн. Участки спектра, на которых происходит заметное поглощение, называются линиями поглощения. Так, например, при прохождении излучения через холодный водород образуются линии поглощения на длинах волн 121,6 нм, 102,6 нм и др. Нейтральный гелий сильнее всего поглощает на длине волны 58,4 нм.

Излучение горячих разреженных газов имеет линейчатый эмиссионный спектр. Атомы каждого элемента излучают в характерных для данного элемента участках спектра, называемых эмиссионными линиями. Причем на тех длинах волн, на которых холодный газ поглощает, в нагретом состоянии этот же газ излучает. Сравнивая длины волн линий поглощения, наблюдаемых в спектрах небесных тел, с полученными в лаборатории или рассчитанными теоретически спектрами различных веществ, можно определить химический состав излучающего космического объекта. Кроме того, по спектру можно определить температуру, плотность, силу тяжести и напряженность магнитного поля в источнике излучения, а также измерить скорость его приближения или удаления от наблюдателя.

При взаимодействии с веществом электромагнитное излучение оказывает на него давление. У большинства небесных тел сила давления излучения ничтожно мала по сравнению с другими действующими силами, однако в молодых горячих звездах большой светимости и в некоторых рентгеновских источниках давление излучения может играть важную роль и должно учитываться при изучении этих объектов.

Источник

Электромагнитное излучение небесных тел

Основной источник информации о космических объектах. Исследуя электромагнитное излучение, можно узнать температуру, плотность, химический состав и другие характеристики интересующего нас объекта.

Полное описание свойств электромагнитного излучения и его взаимодействия с веществом дается квантовой электродинамикой — одной из самых сложных теорий современной физики. Согласно этой теории, электромагнитное излучение обладает как волновыми свойствами, так и свойствами потока частиц, называемых фотонами или квантами электромагнитного поля.

Волновые свойства электромагнитного излучения определяются взаимодействующими переменными электрическими и магнитными полями. Так же как и любая волна, электромагнитное излучение характеризуется частотой, обозначаемой обычно буквой V, и длиной волны.

Длина волны и частота связаны друг с другом формулой v=с/?, где с — скорость света. Очень важным свойством электромагнитного излучения является то, что скорость его распространения в вакууме не зависит ни от длины волны, ни от скорости движения источника и всегда равна 300000 км/с.

Если рассматривать электромагнитное излучение как поток фотонов, то его основная характеристика определяется энергией фотонов Е, связанной с частотой формулой Планка E = hv, где h — постоянная Планка, v — частота излучения.

Хотя физическая природа и основные свойства одинаковы для всех электромагнитных волн, характер взаимодействия с веществом и методы исследования излучения, имеющего разную длину волны, сильно отличаются. В связи с этим электромагнитное излучение небесных тел условно делится на несколько диапазонов.

Гамма-лучи Рентгеновские лучи Ультрафиолетовые лучи Видимые лучи Инфракрасные лучи Радиоволны меньше 0,01 нм от 0,01 до 10 нм от 10 до 390 нм от 390 до 760 нм от 760 нм до 1 мм больше 1 мм от 300 нм до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах прозрачности» в инфракрасном диапазоне. На этих длинах волн наблюдения могут производиться с Земли. Наблюдения в других диапазонах возможны только с помощью приборов, поднятых на большую высоту на самолетах и воздушных шарах или установленных на ракетах и искусственных спутниках Земли.

Обычно небесные тела излучают сразу на многих длинах волн. Распределение энергии излучения по длинам волн называется

Излучение с длиной волны от 390 нм до 760 нм человеческий глаз воспринимает как свет, причем разным длинам волн соответствуют разные цвета: фиолетовый, синий и голубой от 390 нм до 500 нм; зеленый и желтый — от 500 нм до 590 нм; оранжевый и красный — от 590 нм до 760 нм. Для обнаружения излучения из других диапазонов требуются специальные приборы.

Изучение электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, затрудняется поглощением в земной атмосфере, которая пропускает лишь излучение в диапазонах длин волн спектром излучения, а определение характеристик излучающих тел по их спектру — спектральным анализом. Различают три основных вида спектров: непрерывный спектр, линейчатый спектр поглощения и линейчатый эмиссионный спектр.

В непрерывном спектре присутствует излучение в широком диапазоне длин волн. Такой спектр имеет излучение нагретого плотного вещества, причем чем выше температура, тем на меньшую длину волны приходится максимум излучаемой телом энергии. Другой пример источника с непрерывным спектром — облако электронов, движущихся с большой скоростью в магнитном поле. Возникающее при этом излучение называется синхротронным излучением.

Спектр поглощения образуется при прохождении излучения с непрерывным спектром через холодный газ. При этом каждый газ поглощает на определенных длинах волн. Участки спектра, на которых происходит заметное поглощение, называются линиями поглощения. Так, например, при прохождении излучения через холодный водород образуются линии поглощения на длинах волн 121,6 нм, 102,6 нм и др. Нейтральный гелий сильнее всего поглощает на длине волны 58,4 нм.

Излучение горячих разреженных газов имеет линейчатый эмиссионный спектр. Атомы каждого элемента излучают в характерных для данного элемента участках спектра, называемых эмиссионными линиями. Причем на тех длинах волн, на которых холодный газ поглощает, в нагретом состоянии этот же газ излучает. Сравнивая длины волн линий поглощения, наблюдаемых в спектрах небесных тел, с полученными в лаборатории или рассчитанными теоретически спектрами различных веществ, можно определить химический состав излучающего космического объекта. Кроме того, по спектру можно определить температуру, плотность, силу тяжести и напряженность магнитного поля в источнике излучения, а также измерить скорость его приближения или удаления от наблюдателя.

При взаимодействии с веществом электромагнитное излучение оказывает на него давление. У большинства небесных тел сила давления излучения ничтожно мала по сравнению с другими действующими силами, однако в молодых горячих звездах большой светимости и в некоторых рентгеновских источниках давление излучения может играть важную роль и должно учитываться при изучении этих объектов.

Источник

Электромагнитное излучение в космосе.

Человеческий глаз ощущает свет с очень короткой длиной волны. Волны, благодаря которым мы видим, называются видимым светом. Длины волн видимого света обычно измеряют в ангстремах. Один ангстрем равен одной стомиллионной доле сантиметра (10-8 см). Видимый свет имеет длины волн между 4000 А и 7000 А.

Различные длины волн видимого света воспринимаются как разные цвета. Расположение цветов по длинам волн называется спектром.

Все семейство электромагнитного излучения, составленное согласно длинам волн, называется электромагнитным спектром.

Все виды электромагнитных волн распространяются в пустом пространстве с одной и той же скоростью, а именно со скоростью света. Скорость света в вакууме составляет примерно 299 793 км/с. Для расчетов берется значение 300 000 км/с. Ни один из известных объектов во Вселенной не может двигаться быстрее света. Во всех других средах (например, в воздухе, в стекле) скорость света меньше.

Задача. Сколько километров содержится в одном световом году?

1 св. год = скорость света x 1 год. Так как в 1 году содержится 3,156∙107 секунд, то 1 св. год = 299 793 км/с ∙ 3,156∙107 с = 9,46 триллионов км.

Человеческий глаз воспринимает световые волны различных цветов, обладающие очень высокой частотой.

Для всех видов волнового движения справедливо соотношение:

Звезды, как и другие горячие тела, излучают энергию во всех длинах волн (закон излучения Планка). Чем горячее звезда, тем больше энергии она излучает. Температура звезды также определяет, какая длина волны соответствует самому интенсивному излучению.

Для астрономов важны электромагнитные волны всех длин, потому что каждая волна несет особенную ценную информацию о наблюдаемом объекте. Земная атмосфера поглощает большую часть излучения из космоса, и до телескопов, находящихся на земной поверхности, доходят лишь волны некоторых диапазонов.

Астрономы видят Вселенную с Земли через три «окна прозрачности»:

Электромагнитные волны разной длины воспринимаются разными приемниками излучения.

Приемником видимого света является человеческий глаз. Все оптические телескопы в итоге направляют световое излучение от звезд в глаз наблюдателя. На выходе телескопа можно также установить камеру с фотопленкой.

Увеличение телескопа определяется следующим образом:

увеличение = фокусное расстояние объектива / фокусное расстояние окуляра

Приемником радиоволн является антенна радиотелескопа. Чем больше размеры антенны, тем более слабый источник может «видеть» радиотелескоп. Основные достоинства радиотелескопов: 1) «видят» источники, скрывающиеся за облаками межзвездной пыли; 2) могут работать и днем и в облачную погоду; 3) изучают объекты, восприятие которых находится за пределами наших органов чувств.

Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов

Источник

CheckTests

Создай свой урок с применением ПК

§ 17. Исследование электромагнитного излучения небесных тел

Шкала электромагнитного излучения

1. Электромагнитное излучение. В исследовании природы небесных тел большое внимание уделяется изучению их электромагнитного излучения. Небесные тела в зависимости от своего физического состояния излучают электромагнитные волны различной длины.

В вакууме электромагнитные волны всегда распространяются с одинаковой для всех видов излучения скоростью с = 3 • 10 8 м/с. Важным свойством электромагнитного излучения является то, что скорость его распространения не зависит ни от длины волны, ни от скорости движения источника. Волны характеризуются частотой (у) и длиной (Я), между которыми существует зависимость:

Электромагнитные волны, имеющие разную длину волны, взаимодействуют с веществом по разному. Соответственно методы исследования электромагнитного излучения отличаются. В связи с этим электромагнитное излучение условно делится на несколько диапазонов (табл. 12).

Таблица 12 — Диапазоны электромагнитного излучения

Излучение с длиной волны от 390 до 760 нм человеческий глаз воспринимает как свет, причём разным длинам волн соответствуют разные цвета (от фиолетового до красного). Для обнаружения излучения в других диапазонах требуются специальные приборы.

В зависимости от своего физического состояния одни небесные тела излучают энергию в узких интервалах частот спектра электромагнитных волн (например, светлые газовые туманности), другие — во всём его диапазоне: от гаммалучей до радиоволн включительно (например, звёзды). Изучение физической природы небесных тел в широком диапазоне электромагнитного излучения привело к появлению в науке таких разделов, как гамма-астрономия, рентгеновская астрономия, инфракрасная астрономия, радиоастрономия и др.

Изучение электромагнитных волн, испускаемых небесными телами, затрудняется из-за того, что атмосфера Земли пропускает излучение лишь в определённых диапазонах длин волн: от 300 до 1000 нм, от 1 см до 20 м и в нескольких «окнах» инфракрасного диапазона (рис. 95). Излучение, доходящее до поверхности Земли, исследуют с помощью оптических телескопов (видимый свет) и радиотелескопов.

Рисунок 95 — Распространение излучения небесных тел в атмосфере Земли

Сильнее всего атмосфера поглощает коротковолновую область диапазона электромагнитного излучения: ультрафиолетовые, рентгеновские и гамма-лучи. Наблюдения в этих диапазонах возможны только с помощью приборов, поднятых на большую высоту (на самолётах или зондах), либо установленных на межпланетных космических станциях, комплексах (рис. 96), искусственных спутниках Земли и ракетах.

2. Телескопы и их характеристики. Изучать далёкие недостижимые небесные объекты можно одним способом — собрав и проанализировав их излучение. Для этой цели и служат телескопы. При всём своём многообразии телескопы, принимающие электромагнитное излучение, решают две основные задачи:

1) собрать от исследуемого объекта как можно больше энергии излучения определённого диапазона электромагнитных волн;

2) создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделить излучение от отдельных его точек, а также измерить угловые расстояния между ними.

В зависимости a от конструктивных особенностей оптических схем телескопы делятся на линзовые системы — рефракторы; зеркальные системы — рефлекторы; смешанные зеркально-линзовые системы, к которым относятся телескопы Б. Шмидта, Д. Д. Максутова и др.

Рисунок 97 — Ход лучей в телескопе-рефракторе

Телескоп-рефлектор имеет зеркальный объектив. В простейшем рефлекторе объектив — это одиночное, обычно параболическое зеркало; изображение получается в его главном фокусе.

Рисунок 98 — Ход лучей в телескопе-рефлекторе

По сравнению с рефракторами современные телескопы-рефлекторы имеют намного большие объективы. В рефлекторах с диаметром зеркала свыше 2,5 м в главном фокусе иногда устанавливают кабину для наблюдателя. С увеличением размеров зеркала в таких телескопах приходится применять специальные системы разгрузки зеркал, исключающие их деформации из-за собственной массы, а также принимать меры для предотвращения их температурных деформаций. Сооружение крупных рефлекторов (с диаметром цельного зеркала 4—6 м) сопряжено с большими техническими трудностями.

Поэтому разрабатываются конструкции с составными мозаичными зеркалами, отдельные элементы которых требуют точной настройки с помощью специальной следящей аппаратуры.

В небольших и средних по размерам рефлекторах для удобства наблюдения свет отражается дополнительным плоским (вторичным) зеркалом к стенке трубы, где находится окуляр (рис. 98). Рефлекторы используют преимущественно для фотографирования неба, фотоэлектрических и спектральных исследований.

Рисунок 99 — Ход лучей в зеркально-линзовом менисковом телескопе

В зеркально-линзовых телескопах изображение получается с помощью сложного объектива, содержащего как зеркала, так и линзы. Это позволяет значительно снизить оптические искажения телескопа по сравнению с зеркальными или линзовыми системами. В телескопах системы Б. Шмидта оптические искажения главного сферического зеркала устраняются с помощью специальной коррекционной пластинки сложного профиля, установленной перед ним. В телескопах системы Д. Д. Максутова искажения главного сферического или эллиптического зеркал исправляются мениском, установленным перед зеркалом (рис. 99). Мениск — это линза с мало отличающимися радиусами кривизны поверхности; такая линза почти не влияет на общий ход лучей, но заметно исправляет искажения оптического изображения.

Основными оптическими параметрами телескопа являются: видимое увеличение, разрешающая способность и проницающая сила.

Видимое увеличение (G) оптической системы — это отношение угла, под которым наблюдается изображение, даваемое оптической системой прибора, к угловому размеру объекта при наблюдении его непосредственно глазом. Видимое увеличение телескопа можно рассчитать по формуле:

где F_об и F_ок — фокусные расстояния объектива и окуляра.

Для получения значительного увеличения объективы в телескопах должны быть длиннофокусными (фокусное расстояние в несколько метров), а окуляры — короткофокусными (от нескольких сантиметров до 6 мм). Неспокойная атмосфера Земли вызывает дрожание и искажение изображения, размывает его детали. Поэтому даже на крупных телескопах редко устанавливают увеличение более чем в 500 раз.

Под разрешающей способностью (ψ) оптического телескопа понимают наименьшее угловое расстояние между двумя звёздами, которые могут быть видны в телескоп раздельно. Теоретически разрешающая способность (в секундах дуги) визуального телескопа для жёлто-зелёных лучей, к которым наиболее чувствителен глаз человека, может быть оценена при помощи формулы:

где D — диаметр объектива телескопа в миллиметрах.

На практике из-за постоянных перемещений воздушных масс разрешающая способность телескопов снижается. В итоге наземные телескопы, как правило, обеспечивают разрешающую способность около 1″, и только в редких случаях при весьма благоприятных атмосферных условиях удаётся достичь разрешающей способности в несколько десятых долей секунды.

Также важной характеристикой телескопа является проницающая сила (m), которая выражается предельной звёздной величиной светила, доступного наблюдению с помощью данного телескопа при идеальных атмосферных условиях.

Для телескопов с диаметром объектива D (мм) проницающая сила m, выраженная в звёздных величинах при визуальных наблюдениях, оценивается формулой:

m = 2,0 + 5•lg(D).

Рисунок 100 — Космический телескоп Хаббла (США)

С 1995 г. в обсерватории МаунаКеа (США) работают два одинаковых 10-метровых телескопа «Кек-1» и «Кек-2». Каждое зеркало телескопа состоит из 36 сегментов. Качеством изображения телескопов руководит компьютер, управляющий каждым сегментом зеркала. По разрешающей способности такой телескоп приближается к космическому. Обсерватория расположена на высоте 4145 м над Тихим океаном на Гавайских островах. Оптика космического телескопа им. Хаббла (рис. 100) приближается к идеальной оптической системе. Вне атмосферы зеркало этого телескопа диаметром 2,4 м позволяет достичь разрешения 0,06″.

Количество построенных во всём мире телескопов с диаметром зеркала больше 6 м приближается к двадцати.

Собранное объективом телескопа излучение регистрируется и анализируется приёмником излучения. На протяжении первых двух с половиной веков с начала телескопической эры единственным приёмником излучения служил человеческий глаз. Однако это не только не очень чувствительный, но и достаточно субъективный приёмник излучения. С середины Х!Х в. в астрономии стали широко применяться фотографические методы. Фотографические материалы (фотопластинки, фотоплёнки) обладают рядом ценных преимуществ по сравнению с человеческим глазом. Фотоэмульсия способна суммировать падающую на неё энергию, т. е., увеличивая выдержку на негативе, можно собрать больше света. Фотография позволяет документировать события, так как негативы могут храниться в течение долгого времени. Фотопластинки обладают панорамностью, т. е. могут одновременно и точно фиксировать множество объектов.

ПЗС-матрица

Самые крупные современные телескопы управляются компьютерами, а полученные изображения космических объектов фиксируются в форме, которая обрабатывается компьютерными программами. Фотография почти вышла из употребления. В последние десятилетия получили широкое распространение фотоэлектрические приёмники излучения, сведения от которых передаются непосредственно на компьютер. К таким приборам относятся ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью). ПЗС-матрица — это интегральная схема, размещённая на полупроводниковом материале, которая превращает световую энергию излучения в энергию электрического тока. Сила тока пропорциональна интенсивности светового потока. Такие приборы обладают высокой эффективностью в регистрации световых квантов (квантовым выходом): используется до 80 % от общего их количества.

Компьютерная обработка изображения позволяет избавиться от фона и помех, создаваемых рассеянием света в атмосфере Земли и турбулентностью атмосферы.

Радиотелескоп Карла Янского 1931 г.

3. Радиотелескопы. Изучением космических радиоисточников занимается радиоастрономия. Она зародилась в 1931 г., когда случайно было обнаружено радиоизлучение центра Млечного Пути. Спустя 15 лет в созвездии Лебедя нашли первый точечный источник радиоволн — слабую галактику, которую впоследствии удалось разглядеть в оптическом диапазоне.

Доходящее до Земли радиоизлучение большинства небесных объектов очень слабое. Для обнаружения и приёма космического радиоизлучения используются приборы, которые получили название радиотелескопов. Радиотелескопы состоят из антенного устройства и чувствительной приёмной системы. Приёмная система, или радиометр, усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в удобную для дальнейшей обработки форму.

Основное назначение антенного устройства — собрать максимальное количество энергии, приносимой радиоволнами от объекта. В качестве антенны используется сплошное металлическое или сетчатое зеркало, имеющее форму параболоида. Антенна радиотелескопа отличается от обычных антенн радиосвязи высокой направленностью, т. е. способностью выделять радиоизлучение небольшого участка неба. В фокусе параболоида помещается облучатель — устройство, собирающее радиоизлучение, направленное на него зеркалом. Облучатель передаёт принятую энергию на приёмное устройство, где сигнал усиливается, детектируется и регистрируется.

Радиотелескопы очень большого размера могут быть построены из отдельных зеркал, каждое из которых фокусирует принимаемое излучение на один облучатель. Примером является российский радиотелескоп РАТАН-600 (рис. 101). Антенна этого телескопа представляет собой замкнутое кольцо диаметром 576 м, состоящее из 895 плоских зеркал размером 2,1 х 7,4 м, образующих сегменты параболоида.

Рисунок 101 — Радиотелескоп РАТАН-600

Рис. 102. Гигантский радиотелескоп FAST (Китай)

Мощность радиосигнала, поступающего на вход приемника, прямо пропорциональна площади антенны. Поэтому антенна большего размера с одним и тем же приемником дает лучшую чувствительность, т. е. позволяет обнаружить слабые источники с малой мощностью излучения. Антенны крупнейших радиотелескопов достигают сотен метров. В 2016 г. в горах китайской провинции Гуйчжоу был построен самый большой в мире радиотелескоп FAST (рис. 102). Его гигантская чаша имеет диаметр 500 м, а это на 200 м больше размеров радиотелескопа в Пуэрто-Рико, который до появления своего китайского конкурента являлся самым большим в мире.

Рисунок 104 — Оптическое и радиоизлучение галактики Центавр А

Рисунок 103 — Схема работы радиоинтерферометра

Радиоволны свободно проходят сквозь огромные межзвёздные газопылевые облака и атмосферу Земли. Поэтому методы радиоастрономии очень важны для изучения, например, центральных районов Млечного Пути и других галактик, так как оптические волны, идущие из этих областей, полностью поглощаются В большей или меньшей степени радиоизлучательной способностью обладают все галактики. Но некоторые из них отличаются повышенной активностью. На рисунке 104 показано совмещение оптической фотографии и линий интенсивности радиоизлучения галактики Центавр А.

Все известные радиоисточники в 80-х гг.

ХХ в. были сведены в каталог, который насчитывает свыше 100 тыс. объектов. В 1958 г. астрономы США получили первое радарное эхо от другой планеты — Венеры. Отражения радарных сигналов от других планет дают самые точные измерения расстояний. Эти же методы позволили проникнуть через плотную атмосферу Венеры и исследовать рельеф её поверхности. С помощью радара были точно определены периоды вращения Венеры и Меркурия.

Телескоп Кеплер

Рисунок 105 — Крабовидная туманность в рентгеновских лучах

Изучение инфракрасного излучения в астрономии началось с того, что с его помощью провели точные измерения температуры поверхности и атмосферы планет Солнечной системы. Так в атмосферах Марса, Венеры и Юпитера был обнаружен углекислый газ. Инфракрасные наблюдения планет-гигантов позволили узнать структуру их атмосфер и обнаружить лёд на спутниках.

Сенсационным открытием инфракрасной астрономии стала вода, обнаруженная в космосе в большом количестве. Она присутствует в газо-пылевых туманностях, кометах и на малых планетах.

Рентгеновский телескоп «Чандра» НАСА

Источниками гамма-излучения являются вспышки на Солнце, ядра активных галактик, квазары. При помощи рентгеновских космических обсерваторий исследуются сверхновые звёзды, туманности (рис. 105), нейтронные звёзды, солнечная корона и вспышки на Солнце. Искусственные спутники Земли выводят на околоземные орбиты уникальные ультрафиолетовые, инфракрасные и оптические телескопы. Постепенно увеличиваются диаметры их главных зеркал, совершенствуется светоприёмная аппаратура, повышается чувствительность приборов, разрабатываются новые методы стабилизации телескопов на орбите.

Главные выводы

Контрольные вопросы и задания

1. На какие диапазоны подразделяется весь спектр электромагнитного излучения?
2. Почему с поверхности Земли нельзя вести изучение небесных объектов во всех диапазонах электромагнитного излучения?
3. Какие основные задачи решают в астрономии с помощью телескопов?
4. Как можно определить видимое увеличение оптической системы телескопа?
5. Что понимают под разрешающей способностью телескопа? Проницающей способностью?
6. Что понимают под внеатмосферной астрономией?
7. Определите разрешающую способность зрительной трубы с диаметром объектива 5 см.
8. Увеличение телескопа равно 75. Фокусное расстояние объектива 5 м. Определите фокусное расстояние окуляра.
9. Из телескопа с фокусным расстоянием объектива 3 м вынули окуляр и глазом рассматривают очень далекий предмет, полученный в главном фокусе объектива. Какое увеличение дает телескоп?

Источник