Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Det nya jätteteleskopet. Av docent Yngve Öhman
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
destilleringen användes en magnesitdegel. En förbättring av
denna metod för spegelframställning infördes 1928 av R. Ritschl,
som i stället för en smältdegel av magnesiumoxid använde
elektrisk uppvärmning i volframspiraler. På så sätt fick man
metallgasen betydligt renare och spegelbeläggningen därigenom vackrare.
En hel rad forskare ha sedermera experimenterat med denna
metod, men det är särskilt Dr. Strongs arbeten, som blivit av
så stor betydelse för den astronomiska instrumenttekniken. För
att få ett gott resultat fordras ett vakuum av åtminstone 10~4
mm kvicksilver. Den fria våglängden är då så pass stor, att
aluminium-atomerna och molekylerna röra sig i rätliniga banor
från volframtråden mot den glasyta, som skall beläggas. Är
den senare alldeles ren, får den en metallbeläggning, som är
fullständigt jämn, under förutsättning att »belysningen» av ytan
varit likformig. Dessa molekylstrålar följa nämligen närmast
optiska lagar. Skymmes ett parti av glasytan bort av något
föremål, uppstår en »skugga» på ytan, d. v. s. partiet ifråga får
icke någon beläggning. Det gäller att finna en sådan form hos
den av aluminium överdragna volframtråden att »belysningen»
av spegeln blir i det närmaste densamma på alla punkter.
Antag till att börja med att aluminiumstrålarna utgå från
en punktformig källa och att m gr. aluminium emitteras. Befinner
sig strålningskällan i centrum av en glassfär med radien R,
erhåller filmen en tjocklek ro? som kan beräknas enligt ekvationen:
Här är å tätheten hos aluminiumfilmen.
Betrakta vi i stället det fall att en plan glasyta belyses av
samma punktformiga strålningskälla, blir tjockleken hos skiktet
i en punkt P på avståndet r från emissionscentrum:
o är avståndet från strålningskällan till ytan samt &
infallsvinkeln i punkten P.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
