Leće su obično sferne ili bliskena sfernu površinu. Mogu biti konkavne, konveksne ili ravne (polumjer je beskonačnost). Imaju dvije površine kroz koje prolazi svjetlost. Mogu se kombinirati na različite načine, formirajući različite vrste leća (fotografija je dana kasnije u članku):
Kako odrediti vrstu leće? Zadržimo se na ovome detaljnije.
Bez obzira na kombinaciju površina, ako jesudebljina u središnjem dijelu je veća nego na rubovima, nazivaju se skupljanjem. Imati pozitivnu žarišnu daljinu. Postoje sljedeće vrste sabirnih leća:
Oni se nazivaju i "pozitivnima".
Ako je njihova debljina u središtu tanja nego na rubovima, tada se zovu raspršenje. Imati negativnu žarišnu duljinu. Postoje ove vrste difuznih leća:
Oni se nazivaju i "negativnim".
Grede iz točkastog izvora razlikuju se od jednebodova. Zovu se gomila. Kad zraka uđe u leću, svaka se zraka prelama, mijenjajući svoj smjer. Iz tog razloga snop može izići iz leće u manjoj ili većoj mjeri divergentno.
Neke se vrste optičkih leća mijenjajusmjer zraka tako da se u jednoj točki konvergiraju. Ako se izvor svjetlosti nalazi barem na žarišnoj duljini, tada se zrak konvergira u točki barem na istoj udaljenosti.
Točkasti izvor svjetlosti naziva se stvarnim objektom, a točka konvergencije snopa zraka koji izlazi iz leće stvarna je slika o njemu.
Niz točaka izvora je važan,raspoređenih na općenito ravnoj površini. Primjer je uzorak s pozadinskim osvjetljenjem na matiranom staklu. Sljedeći je primjer filmska traka, osvijetljena straga tako da svjetlost iz nje prolazi kroz leću koja mnogo puta uvećava sliku na ravnom ekranu.
U tim se slučajevima govori o avionu.Točke na ravnini slike 1: 1 odgovaraju točkama na ravnini objekta. Isto se odnosi i na geometrijske oblike, iako se rezultirajuća slika može obrnuti u odnosu na objekt odozgo prema dolje ili slijeva udesno.
Konvergencija zraka u jednom trenutku stvaraslika je stvarna, a nesklad je imaginarni. Kad je jasno istaknuto na ekranu, stvarno je. Ako se slika može promatrati samo gledanjem kroz leću prema izvoru svjetlosti, tada se naziva imaginarnom. Odraz u zrcalu je zamišljen. Slika koja se može vidjeti teleskopom je također. Ali projekcija leće kamere na film daje stvarnu sliku.
Fokus leće može se pronaći prolaskom kroz njusnop paralelnih zraka. Točka u kojoj se konvergiraju bit će njegova žarišna točka F. Udaljenost od žarišne točke do leće naziva se žarišna duljina. Paralelne zrake mogu se propustiti s druge strane i tako pronaći F s obje strane. Svaka leća ima dva F i dva F. Ako je relativno tanak u usporedbi sa žarišnim duljinama, tada su potonje približno jednake.
Pozitivna žarišna duljinaskupljaju se leće. Vrste leća ovog tipa (plano-konveksne, bikonveksne, meniskusi) smanjuju zrake koje izlaze iz njih više nego što su bile smanjene prije. Prikupljanje leća može stvoriti stvarne slike i slike duha. Prva se formira samo ako udaljenost od leće do objekta prelazi žarišnu duljinu.
Negativna žarišna duljinakarakterizirane difuznim lećama. Vrste leća ovog tipa (plano-konkavne, bikonkavne, meniskusi) razdvajaju zrake više nego što su bile razdvojene prije nego što su pogodile njihovu površinu. Difuzijske leće stvaraju sliku duha. Tek kada je konvergencija upadnih zraka značajna (one se konvergiraju negdje između leće i žarišne točke na suprotnoj strani), generirane zrake mogu se ipak konvergirati da bi stvorile stvarnu sliku.
Morate biti vrlo oprezni pri razlikovanjukonvergencija ili divergencija zraka od konvergencije ili divergencije leće. Objektivi i svjetlosne zrake možda se neće podudarati. Zrake povezane s objektom ili točkom slike nazivaju se razilazećim ako se "raspršuju" i konvergirajućim ako se "spoje". U bilo kojem koaksijalnom optičkom sustavu optička os je put zraka. Snop putuje duž ove osi bez promjene smjera uslijed loma. Ovo je u osnovi dobra definicija optičke osi.
Zraka koja se udaljava odoptička os naziva se divergentna. A onaj koji joj se približi naziva se konvergentnim. Grede paralelne optičkoj osi imaju nultu konvergenciju ili divergenciju. Dakle, kada se govori o konvergenciji ili divergenciji jedne zrake, ona je povezana s optičkom osi.
Neke vrste leća čija je fizika takvazraka se u većoj mjeri skreće prema optičkoj osi, konvergiraju. U njima se zbližavajuće zrake približavaju još više, a one koje se razilaze manje se odmiču. Oni su čak sposobni, ako je njihova snaga dovoljna za to, učiniti snop paralelnim ili čak konvergirajućim. Isto tako, difuzna leća može još više razdvojiti razilazeće se zrake, a one koje se konvergiraju mogu biti paralelne ili razilazeće.
Leća s dvije konveksne površine je debljasredište od rubova i može se koristiti kao jednostavno povećalo ili lupa. Istodobno, promatrač kroz njega gleda u zamišljenu, uvećanu sliku. Objektiv fotoaparata, međutim, stvara stvarnu sliku na filmu ili senzoru, u pravilu smanjenu u usporedbi s objektom.
Sposobnost leće da mijenja konvergenciju svjetlosti naziva se njenom snagom. Izražava se u dioptrijama D = 1 / f, gdje je f žarišna duljina u metrima.
Leća snage 5 dioptrija ima f = 20 cm.Dioptriju pokazuje optometrist prilikom propisivanja naočala. Recimo da je zabilježio 5,2 dioptrije. Radionica će iz tvornice uzeti gotov obradak od 5 dioptrija i malo brusiti jednu površinu da bi se dodala 0,2 dioptrije. Načelo je da se za tanke leće u kojima su dvije sfere smještene blizu jedna drugoj poštuje pravilo prema kojem je njihova ukupna čvrstoća jednaka zbroju dioptrije svake: D = D1 + D2.
Za vrijeme Galileja (početak 17. stoljeća), naočale su seEuropa je bila široko dostupna. Obično su se izrađivali u Holandiji, a distribuirali su ih ulični prodavači. Galileo je čuo da je netko u Nizozemskoj stavio dvije vrste leća u cijev kako bi udaljeni predmeti izgledali veći. Na jednom je kraju cijevi koristio sočivo za konvergiranje dugog fokusa, a na drugom kraju okular s kratkim fokusom. Ako je žarišna duljina leće foko i okular fe, tada bi udaljenost između njih trebala biti foko-fe, i sila (kutno povećanje) foko/ fe... To se naziva Galileo cijev.
Teleskop ima povećanje 5 ili 6 puta,usporediv sa suvremenim ručnim dvogledom. To je dovoljno za mnoga uzbudljiva astronomska promatranja. Mjesečevi krateri, četiri mjeseca Jupitera, prstenovi Saturna, faze Venere, maglice i nakupine zvijezda te slabe zvijezde na Mliječnom putu mogu se lako vidjeti.
Kepler je čuo za sve ovo (on i Galileo su vodilikorespondencija) i sagradio drugu vrstu teleskopa s dvije sabirne leće. Objektiv je onaj s dugom žarišnom daljinom, a okular s manjom žarišnom duljinom. Udaljenost između njih je foko + fe, a kutno povećanje je foko/ fe... Ovaj Keplerov (ili astronomski)teleskop stvara obrnutu sliku, ali nije važno za zvijezde ili mjesec. Ova je shema pružala ravnomjernije osvjetljenje vidnog polja od teleskopa Galileo i bila je prikladnija za upotrebu, jer vam je omogućavala da držite oči u fiksnom položaju i vidite cijelo vidno polje od ruba do ruba. Uređaj je omogućio veće povećanje od cijevi Galileo bez ozbiljnog pogoršanja kvalitete.
Oba teleskopa pate od sferne aberacije,što rezultira slikama koje nisu u potpunosti fokusirane, a kromatska aberacija stvara oreole u boji. Kepler (i Newton) vjerovali su da se ovi nedostaci ne mogu nadvladati. Nisu pretpostavljali da su mogući akromatski tipovi leća čija će fizika postati poznata tek u 19. stoljeću.
Gregory je to predložio kao lećeogledala se mogu koristiti za teleskope, jer nemaju obojene obrube. Newton je iskoristio ovu ideju i stvorio Newtonov teleskop od udubljenog posrebrenog zrcala i pozitivnog okulara. Uzorak je dao Kraljevskom društvu, gdje je i danas.
Teleskop s jednom lećom može projiciratislika na ekranu ili filmu. Adekvatno povećanje zahtijeva pozitivnu leću s dugom žarišnom duljinom, recimo 0,5 m, 1 m ili mnogo metara. Ovaj se raspored često koristi u astronomskoj fotografiji. Za ljude koji nisu upoznati s optikom, možda se čini paradoksalno da slabija leća s dugim fokusom daje veće povećanje.
Pretpostavlja se da su drevnikulture su možda imale teleskope jer su izrađivale male staklene kuglice. Problem je što se ne zna čemu su služili, a zasigurno nisu mogli biti temelj dobrog teleskopa. Kuglice su se mogle koristiti za povećanje malih predmeta, ali kvaliteta jedva da je bila zadovoljavajuća.
Žarišna daljina savršene staklene kugleje vrlo kratak i stvara stvarnu sliku vrlo blizu kugle. Uz to su značajne i aberacije (geometrijska izobličenja). Problem leži u udaljenosti između dvije površine.
Međutim, ako napravite duboki ekvatorijalžlijeb koji blokira zrake koje uzrokuju oštećenja slike, prelazi iz vrlo osrednjeg povećala u lijepo. Ova se odluka pripisuje Coddingtonu, a njegovo povećalo imena danas je dostupno u obliku malih ručnih povećala za ispitivanje vrlo malih predmeta. Ali nema dokaza da je to učinjeno prije 19. stoljeća.
