Съдържание

Самара 2018, II кръг (задочен), 8–9 клас — Задача 10. «Труба Галилея или Кеплера?»

Оригинал на условието (PDF)Съобщи за грешка

Всички материали от Самара 2018

Условия конкурсных задач заочной олимпиады по астрономии SAMRAS-2018 среди обучающихся 8-9 классов. Тур № 2 · 15 февруари 2018 г. · 8 т.

Дорогие Друзья!

Дорогие Друзья!

Вашему вниманию в данном релизе представлены 18 оригинальных задач трех уровней сложности – «Новичок» (уровень А), «Знаток» (уровень B) и «Профи» (уровень С). Задачи составлены в соответствии с Перечнем вопросов, рекомендуемых Центральной предметной методической комиссией Всероссийской Олимпиады школьников по астрономии для подготовки обучающихся 8-9 классов к решению задач ее заключительного этапа.

При использовании материалов релиза ссылка на документ обязательна!

Ссылка: «Условия конкурсных задач заочной олимпиады по астрономии SAMRAS-2018 среди обучающихся 8-9 классов. Тур № 2». – https://sites.google.com/site/samrasolimp/tasks

Памятка участника SamRAS-2018

Памятка участника SamRAS-2018

Официальный сайт Астрошколы: https://sites.google.com/site/samrasolimp/
Официальная группа в VK: http://vk.com/samrasolimp
Сроки подачи работ SamRAS-2018 тура № 2 на проверку: 15.02.2018-15.05.2018!!!
Электронный ящик SamRAS-2018: samrasolimp@mail.ru
Руководство зарегистрированного участника заочной олимпиады по астрономии SamRAS-2018: https://sites.google.com/site/samrasolimp/maindocs или https://vk.com/doc-57032141_451699934

Бележка от източника

УСЛОВИЯ ЗАДАЧ

Дорогие Друзья!

Прежде чем приступить к решению задач и оформлению отчета участника заочной олимпиады SamRAS-2018, внимательно ознакомьтесь с «Руководством зарегистрированного участника заочной олимпиады по астрономии SamRAS-2018»! Электронный адрес последнего указан в Памятке участника.

Дорогие Друзья!

Дорогие Друзья!

При использовании материалов релиза ссылка на документ обязательна!

Ссылка: «Условия и решения конкурсных задач заочной олимпиады по астрономии SAMRAS-2018 среди обучающихся 8-9 классов. Тур № 2». – https://sites.google.com/site/samrasolimp/solutions

Автор задач – Филиппов Юрий Петрович, научный руководитель школы, методист СДДЮТ, к.ф.-м.н., доцент кафедры общей и теоретической физики Самарского национального исследовательского университета им. академика С.П. Королева.

Верстка в системе LaTeX – Филиппов Ю.П., Белозерская Л.Н.

Памятка участника SamRAS-2018

Памятка участника SamRAS-2018

Официальный сайт Астрошколы: https://sites.google.com/site/samrasolimp/
Официальная группа в VK: http://vk.com/samrasolimp
Сроки подачи работ SamRAS-2018 тура № 2 на проверку: 15.02.2017-15.05.2018!!!
Электронный ящик SamRAS-2018: samrasolimp@mail.ru
Руководство зарегистрированного участника заочной олимпиады по астрономии SamRAS-2018: https://sites.google.com/site/samrasolimp/maindocs или https://vk.com/doc-57032141_451699934

Условие

У астронома-любителя в наличии имеются три линзы: первая – собирающая с диаметром $D_1 = 80$ мм, и фокусным расстоянием $f_1 = 800$ мм, вторая – собирающая с диаметром $D_2 = 15$ мм и фокусным расстоянием $f_2 = 20$ мм, третья – рассеивающая с диаметром $D_3 = 10$ мм и фокусным расстоянием $f_3 = 10$ мм. Астроном планирует использовать эти линзы для создания двухлинзовой подзорной трубы (по схеме Кеплера или Галилея). Труба какой оптической схемы будет компактнее? Определите, на сколько длина одной трубы больше другой, если обе сфокусированы на бесконечность? Чему будет равна минимальная площадь фанерного листа, необходимого для создания самодельного футляра для зрительной трубы. У какой трубы

а) поле зрения будет больше?

б) увеличение больше?

в) разрешающая способность выше?

г) оптическая сила выше? (8 баллов).

Отговори

Решение

Дано: $D_1 = 80$ мм, $f_1 = 800$ мм, $D_2 = 15$ мм, $f_2 = 20$ мм, $D_3 = 10$ мм, $|f_3| = 10$ мм.

Найти: $L_{\min}$ , $\Gamma_{\max}$ – ? $\Delta L$ , $\beta_{\min}$ – ? $S_{\min}$ , $R_{\max}$ – ? $\Omega_{\max}$ – ?

Решение: Изобразим оптические схемы зрительных труб (см. рис. 6). Важно помнить, что световые лучи, вышедшие из окуляра трубы, сфокусированной на бесконечность, должны быть параллельными главной оптической оси $O_1\,O_2$ . Из рис. 6.а) и 6.б) видно, что труба Галилея будет более короткой, поскольку, чтобы выходящие лучи были параллельны $O_1\,O_2$ , необходимо, чтобы правый фокус окуляра ( $F_{\text{ок}}$ рассеивающей линзы) совпадал с правым фокусом $F_{\text{об}}$ объектива. В случае трубы Кеплера, правый фокус объектива должен совпадать с левым фокусом окуляра $F_{\text{ок}}$ . Т.е., минимальная длина трубы Кеплера

L_{\max} = L_K = f_1 + f_2 = 820\ \text{мм},

трубы Галилея

L_{\min} = L_G = f_1 - |f_3| = 790\ \text{мм}.

Тогда, искомая величина есть

\Delta L = L_{\max} - L_{\min} = f_2 + |f_3| = 30\ \text{мм}. \qquad (33)

Очевидно, что футляром для трубы будет служить прямоугольная коробка, размеры которой не могут быть меньше $D_1\times D_1\times L$ .

В итоге, для трубы Кеплера и Галилея имеем

S^{(K)}_{\min} = 2(D_1\times D_1) + 4\times D_1\times L_K = 0.275\ \text{м}^2. \qquad (34)

S^{(G)}_{\min} = 2(D_1\times D_1) + 4\times D_1\times L_G = 0.266\ \text{м}^2. \qquad (35)

Угловой диаметр ( $D''_T$ ) поля зрения трубы определяется удвоенным максимальным значением угла $\Omega$ между лучами, падающими на объектив и проходящими сквозь окуляр, формируя итоговое изображение астрономического объекта, и главной оптической осью (см. рис. 7). Из $\Delta O_1EF$ следует, что

\mathrm{tg}\,\Omega = \frac{EF}{O_1F} = \frac{d}{f_1}. \qquad (36)

Из подобия треугольников $\triangle GEF$ и $\triangle GCO_2$ следует, что

\frac{EF}{CO_2} = \frac{GF}{GO_2}, \ \Rightarrow \ \frac{2\,d}{D_2} = \frac{x - f_2}{x}, \ \Rightarrow \ d = \frac{D_2}{2}\left(\frac{x - f_2}{x}\right). \qquad (37)

где $x = GO_2$ . Последний параметр легко определить из $\Delta GCO_2$ :

x = \frac{D_2}{2\ \mathrm{tg}\,\alpha}. \qquad (38)

Из $\triangle BHC$ следует, что

\mathrm{tg}\,\alpha = \frac{D_1 + D_2}{2(f_1 + f_2)}. \qquad (39)

Из (36)-(39) получается итоговое выражение для $\mathrm{tg}\,\Omega_K$ :

\mathrm{tg}\,\Omega_K = \frac{1}{2}\left(\frac{f_1\,D_2 - f_2\,D_1}{f_1(f_1 + f_2)}\right), \ \Rightarrow

D''_{T\,K} = 2\Omega_K = 2\ \arctan\left[\frac{1}{2}\frac{(f_1\,D_2 - f_2\,D_1)}{f_1(f_1 + f_2)}\right] = 0.91^{\circ}. \qquad (40)

В случае трубы Галилея необходимо произвести замену вида: $f_2 \to |f_3|$ , $(f_1 + f_2) \to (f_1 - |f_3|)$ , $D_2 \to D_3$ . В итоге получаем

\mathrm{tg}\,\Omega_G = \frac{1}{2}\frac{(f_1\,D_3 - |f_3|\,D_1)}{f_1(f_1 - |f_3|)}, \ \Rightarrow

D''_{T\,G} = 2\Omega_G = 2\ \arctan\left[\frac{1}{2}\frac{(f_1\,D_3 - |f_3|\,D_1)}{f_1(f_1 - |f_3|)}\right] = 0.65^{\circ}. \qquad (41)

Из сравнения $D''_{T\,K}$ и $D''_{T\,G}$ следует, что труба Кеплера будет обладать большим полем зрения.

б) Увеличение зрительных труб будет определяться как

\Gamma_K = \frac{f_1}{f_2} = 40^{\times}, \ \ \Gamma_G = \frac{f_1}{|f_3|} = 80^{\times}, \qquad (42)

т.е., труба Галилея будет давать большее увеличение.

в) Разрешающая способность трубы определяется лишь характеристиками объектива, следовательно

\beta_K = \beta_G = \frac{140''}{80} = 1.75''. \qquad (43)

г) Оптическая сила пары тонких линз определяется по формуле:

\Phi = \Phi_1 + \Phi_2 - d\Phi_1\Phi_2.

В случае трубы Кеплера, сфокусированной на бесконечность:

\Phi_K = \frac{1}{f_1} + \frac{1}{f_2} - \frac{(f_1 + f_2)}{f_1\cdot f_2} = 0.

В случае трубы Галилея

\Phi_G = \frac{1}{f_1} - \frac{1}{|f_3|} + \frac{(f_1 - |f_3|)}{f_1|f_3|} = 0.

Что и следовало ожидать. Т.е., оптические силы труб, сфокусированных на бесконечность, одинаковы и равны нулю.

Ответ: у трубы Галилея труба компактнее; $\Delta L$ =30 мм; выражения (34), (35); а) у трубы Кеплера; б) у трубы Галилея; в) одинаковая; г) одинакова и равна нулю. (8 баллов).

Две оптические схемы. а) Схема трубы Кеплера: объектив Об и окуляр Ок (красные собирающие линзы-стрелки) на оси O1O2, параллельные лучи сходятся в общем фокусе Fоб, Fок и выходят параллельно к глазу; отмечены отрезки f1 и f2. б) Схема трубы Галилея: объектив Об и рассеивающий окуляр Ок, лучи до фокуса Fоб, Fок за окуляром, выходят параллельно к глазу; отмечены F1 и F3. — Рис. 6: к определению оптических схем Кеплера и Галилея.

Схема трубы Кеплера: объектив Об с точками H, O1, B и окуляр Ок с точками C, O2; главная оптическая ось через O1, F, O2; наклонные лучи под углом Ω к оси через O1 и от точки A через B; точки G, E, F, D; угол α при B и при G; отрезки f1 и f2 между вертикальными пунктирными линиями. — Рис. 7: к определению углового диаметра поля зрения трубы Кеплера.

Бележка от източника

СПРАВОЧНЫЕ ДАННЫЕ

A.1. Основные физические и астрономические постоянные

Гравитационная постоянная – $G = 6.674\cdot 10^{-11}$ м $^3\cdot$ кг $^{-1}\cdot c^{-2}$
Скорость света в вакууме – $c = 2.998\cdot 10^{8}$ м/с
Универсальная газовая постоянная – $R = 8.31$ кг·м $^2\cdot$ с $^{-2}\cdot$ K $^{-1}\cdot$ моль $^{-1}$
Постоянная Стефана-Больцмана – $\sigma = 5.67\cdot 10^{-8}$ кг·с $^{-3}\cdot$ K $^{-4}$
Постоянная Авогадро – $N_A = 6.022\cdot 10^{23}$ моль $^{-1}$
Масса протона – $m_p = 1.67\cdot 10^{-27}$ кг
Масса электрона – $m_e = 9.11\cdot 10^{-31}$ кг
Астрономическая единица – 1 а.е. $= 1.496\cdot 10^{11}$ м
Парсек – 1 пк $= 206265$ а.е. $= 3.086\cdot 10^{16}$ м
Постоянная Хаббла – $H = 72$ км·с $^{-1}\cdot$ Мпк $^{-1}$

A.2. Данные о Солнце

Радиус – $6.955\cdot 10^{5}$ км
Масса – $1.989\cdot 10^{30}$ кг
Светимость – $3.827\cdot 10^{26}$ Вт
Спектральный класс – G2
Видимая звездная величина – $-26.74^m$
Абсолютная болометрическая звездная величина – $+4.83^m$
Показатель цвета (B-V) – $+0.67^m$
Эффективная температура – 5778 K
Средний горизонтальный параллакс – $8.794''$
Солнечная постоянная (во всем спектре) на расстоянии Земли – 1361 Вт/м $^2$
Солнечная постоянная (в видимом свете) на расстоянии Земли – 600 Вт/м $^2$

A.3. Данные о Земле

Эксцентриситет орбиты – 0.017
Тропический год – 365.24219 сут
Средняя орбитальная скорость – 29.8 км/с
Период вращения – 23 часа 56 минут 04 секунды
Наклон экватора к эклиптике на эпоху 2000.0 – $23^{\circ}\,26'\,21.45''$
Средний по объему радиус – 6371.0 км
Средний экваториальный радиус – 6378.14 км
Длина земного меридиана – 20004.276 км
Полярный радиус – 6356.77 км
Масса – $5.974\cdot 10^{24}$ кг
Средняя плотность – 5.52 г·см $^{-3}$
Объемный состав атмосферы – N $_2$ (78%), O $_2$ (21%), Ar ( $\sim$ 1%)

A.4. Данные о Луне

Среднее расстояние от Земли – 384400 км
Минимальное расстояние от Земли – 356410 км
Максимальное расстояние от Земли – 406700 км
Эксцентриситет орбиты – 0.055
Наклон плоскости орбиты к эклиптике – $5^{\circ}09'$
Сидерический (звездный) период обращения – 27.321662 сут
Синодический период обращения – 29.530589 сут
Радиус – 1738 км
Масса – $7.348\cdot 10^{22}$ кг или 1/81.3 массы Земли
Средняя плотность – 3.34 г·см $^{-3}$
Визуальное геометрическое альбедо – 0.12
Видимая звездная величина в полнолуние $-12.7^m$

A.5. Формулы приближенного вычисления

\begin{aligned} &\sin x \approx \operatorname{tg} x \approx x;\\ &\sin(x \pm \alpha) \approx \sin\alpha \pm x\,\cos\alpha;\\ &\cos(x \pm \alpha) \approx \cos\alpha \mp x\,\sin\alpha;\\ &\operatorname{tg}(x \pm \alpha) \approx \operatorname{tg}\alpha \pm \frac{x}{\cos^2\alpha};\\ &(1 + x)^n \approx 1 + n\,x; \end{aligned}

здесь $x \ll 1$ , все углы выражаются в радианах.

A.6. Характеристики орбит планет

Планета	Большая полуось, млн. км	Большая полуось, а.е.	Эксцентриситет	Наклон к плоскости эклиптики, градусы	Период обращения	Синодический период, сут
Меркурий	57.9	0.3871	0.2056	7.004	87.97 сут	115.9
Венера	108.2	0.7233	0.0068	3.394	224.70 сут	583.9
Земля	149.6	1.0000	0.0167	0.000	365.26 сут	–
Марс	227.9	1.5237	0.0934	1.850	686.98 сут	780.0
Юпитер	778.3	5.2028	0.0483	1.308	11.862 лет	398.9
Сатурн	1429.4	9.5388	0.0560	2.488	29.458 лет	378.1
Уран	2871.0	19.1914	0.0461	0.774	84.01 лет	369.7
Нептун	4504.3	30.0611	0.0097	1.774	164.79 лет	367.5

A.7. Физические характеристики Солнца и планет

Планета	Масса, кг	Масса, массы Земли	Радиус, км	Радиус, радиусы Земли	Плотность, г·см $^{-3}$	Период вращения вокруг оси	Наклон экватора к плоскости орбиты, градусы	Геометрич. альбедо	Вид. звездная величина $^*$
Солнце	$1.989\cdot 10^{30}$	332946	695500	108.97	1.41	25.380 сут	7.25	–	$-26.8^m$
Меркурий	$3.302\cdot 10^{23}$	0.05271	2439.7	0.3825	5.42	58.646 сут	0.00	0.10	$-0.1$
Венера	$4.869\cdot 10^{24}$	0.81476	6051.8	0.9488	5.20	243.019 сут $^{\dagger}$	177.36	0.65	$-4.4^m$
Земля	$5.974\cdot 10^{24}$	1.00000	6378.1	1.0000	5.52	23.934 час	23.45	0.37	–
Марс	$6.419\cdot 10^{23}$	0.10745	3397.2	0.5326	3.93	24.623 час	25.19	0.15	$-2.0^m$
Юпитер	$1.899\cdot 10^{27}$	317.94	71492	11.209	1.33	9.924 час	3.13	0.52	$-2.7^m$
Сатурн	$5.685\cdot 10^{26}$	95.181	60268	9.4494	0.69	10.656 час	25.33	0.47	$0.4^m$
Уран	$8.683\cdot 10^{25}$	14.535	25559	4.0073	1.32	17.24 час $^{\dagger}$	97.86	0.51	$5.7^m$
Нептун	$1.024\cdot 10^{26}$	17.135	24746	3.8799	1.64	16.11 час	28.31	0.41	$7.8^m$

$^*$ для наибольшей элонгации Меркурия и Венеры и среднего противостояния внешних планет;
$^{\dagger}$ – обратное вращение.

A.8. Характеристики некоторых спутников планет

Спутник	Масса, кг	Радиус, км	Плотность, г·см $^{-3}$	Радиус орбиты, км	Период обращения, сут	Геометрич. альбедо	Вид. звездная величина $^*$
Земля
Луна	$7.348\cdot 10^{22}$	1738	3.34	384400	27.32166	0.12	$-12.7$
Марс
Фобос	$1.08\cdot 10^{16}$	$\sim 10$	2.0	9380	0.31910	0.06	11.3
Деймос	$1.8\cdot 10^{15}$	$\sim 6$	1.7	23460	1.26244	0.07	12.4
Юпитер
Ио	$8.94\cdot 10^{22}$	1815	3.55	421800	1.769138	0.61	5.0
Европа	$4.8\cdot 10^{22}$	1569	3.01	671100	3.551181	0.64	5.3
Ганимед	$1.48\cdot 10^{23}$	2631	1.94	1070400	7.154553	0.42	4.6
Каллисто	$1.08\cdot 10^{23}$	2400	1.86	1882800	16.68902	0.20	5.7
Сатурн
Тефия	$7.55\cdot 10^{20}$	530	1.21	294660	1.887802	0.9	10.2
Диона	$1.05\cdot 10^{21}$	560	1.43	377400	2.736915	0.7	10.4
Рея	$2.49\cdot 10^{21}$	765	1.33	527040	4.517500	0.7	9.7
Титан	$1.35\cdot 10^{23}$	2575	1.88	1221850	15.94542	0.21	8.2
Япет	$1.88\cdot 10^{21}$	730	1.21	3560800	79.33018	0.20	$\sim 11.0$
Уран
Миранда	$6.33\cdot 10^{19}$	235.8	1.15	129900	1.413479	0.27	16.3
Ариэль	$1.7\cdot 10^{21}$	578.9	1.56	190900	2.520379	0.34	14.2
Умбриэль	$1.27\cdot 10^{21}$	584.7	1.52	266000	4.144177	0.18	14.8
Титания	$3.49\cdot 10^{21}$	788.9	1.70	436300	8.705872	0.27	13.7
Оберон	$3.03\cdot 10^{21}$	761.4	1.64	583500	13.46324	0.24	13.9
Нептун
Тритон	$2.14\cdot 10^{22}$	1350	2.07	354800	5.87685 $^{\dagger}$	0.7	13.5

$^*$ – для полнолуния или среднего противостояния внешних планет;
$^{\dagger}$ – обратное вращение.

A.9. Диаграмма видимого годичного движения Солнца по эклиптике и график для уравнения времени

Рис. A.1. Диаграмма видимого годичного движения Солнца по эклиптике.

Рис. A.2. График уравнения времени: 1 – уравнение времени, 2 – уравнение центра, 3 – уравнение от наклона эклиптики.

A.10. Некоторые характеристики звезд

Болометрические поправки $\Delta M_b$

Спектр	$\Delta M_b$	Спектр	$\Delta M_b$ : Гл. последовательность	$\Delta M_b$ : Гиганты	$\Delta M_b$ : Сверхгиганты
B0	– 2.70	F5	– 0.04	– 0.08	– 0.12
B5	– 1.58	F8	– 0.05	– 0.17	– 0.28
A0	– 0.72	G0	– 0.06	– 0.25	– 0.42
A5	– 0.31	G2	– 0.07	– 0.31	– 0.52
F0	– 0.09	G5	– 0.10	– 0.39	– 0.65
F2	– 0.04	G8	– 0.10	– 0.47	– 0.80
		K0	– 0.11	– 0.54	– 0.93
		K2	– 0.15	– 0.72	– 1.20
		K3	– 0.31	– 0.89	– 1.35
		K4	– 0.55	– 1.11	– 1.56
		K5	– 0.85	– 1.35	– 1.86
		M0	– 1.43	– 1.55	– 2.2
		M1	– 1.70	– 1.72	– 2.6
		M2	– 2.03	– 1.95	– 3.0
		M3	– 2.35	– 2.26	– 3.6
		M4	– 2.7	– 2.72	– 3.8
		M5	– 3.1	– 3.4	– 4.0

Бележка от източника

Рис. A.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Бележка от източника

Рис. A.4. Таблица Менделеева.

Оригинал в Архива: Tasks[SAmRAS_2018-2]_8-9 classes.pdf · официални решения: Decisions[SAmRAS_2018-2]_8-9 classes.pdf