Physik III, Optik
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estimmt. Sie ist proportional zum Durchmesser D 2 der Pupille. Diese Lichtmenge<br />
verteilt sich auf das Bild, das die Fläche proportional zu yi<br />
2 ausfüllt.<br />
Da<br />
y i = M T · y o = f · y 0 = f · yo ' f,<br />
x o x o<br />
f<br />
ist eine sinnvolle Kennzahl für die Helligkeit des Bildes die Blendenzahl , deren<br />
D<br />
Quadrat invers proportional zur Helligkeit ist. Beispielsweise hat eine Linse mit 25<br />
mm Durchmesser und einer Brennweite 50 mm die Blendenzahl 2. Oft findet man die<br />
Blendenzahl als Quotient der Form 1:(f/D) angegeben. In unserem Beispiel wäre<br />
das 1:2. Eine Kamera mit ”50 mm, 1:1.4” hat also eine Brennweite von 50 mm,<br />
eine Blendzahl von 1,4 und eine Eintrittpupille von D = 50 mm =35, 7mm. Kamerablenden<br />
sind in Stufen eingeteilt, die die Lichtmenge jeweils halbieren. Die Blenden-<br />
1,4<br />
zahlen variieren also in Stufen von √ 2:1, 1.4, 2, 2.8, 4, 5.6, 8, 11, 16, 22. Eine Stufe<br />
entspricht also der Verdopplung der Belichtungszeit. Die Objektive von Teleskopen<br />
kann man auch durch Blendenzahlen charakterisieren. Das Yerkes Observatory hat<br />
beispielsweise eine Blendenzahl von 18.9 (f =19, 202m, D =1, 016m), das Mount<br />
Palomar eine Blendenzahl von 3.33 (f =16, 92m, D =5.08m)<br />
1.9 Prismen<br />
werden verwendet um weißes Licht spektral zu zerlegen und um Strahlen abzulenken.<br />
• Ablenkwinkel<br />
Der Ablenkwinkel ist abhängig vom Brechungsindex n(λ) und der wiederum von der<br />
Farbe.<br />
Für einen gegebenen Brechungsindex kann man nach dem Ablenkwinkel δ fragen, also<br />
dem Winkel zwischen Eingangs- und Ausgangsstrahl. Für ein 60 ◦ Prisma bekommt<br />
man qualitativ folgenden Verlauf:<br />
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