Оптический телескоп

Большой бинокулярный телескоп использует две изогнутые зеркала , чтобы собрать свет

Оптический телескоп является телескопом , который собирает и фокусирует свет, в основном из видимой части электромагнитного спектра , чтобы создать увеличенное изображение для прямого зрения, или сделать фотографию , или для сбора данных с помощью электронных датчиков изображения .

Есть три основных типа оптических телескопов:

• рефракторы , в которых используются линзы ( диоптрии )
• отражатели , в которых используются зеркала ( катоптрики )
• катадиоптрические телескопы , сочетающие линзы и зеркала

Способность телескопа разрешать мелкие детали напрямую связана с диаметром (или апертурой ) его объектива (основной линзы или зеркала, которое собирает и фокусирует свет), а его светосиловая способность зависит от площади объектива. Чем больше объектив, тем больше света улавливает телескоп и тем четче разрешаются детали.

Люди используют телескопы и бинокли для таких видов деятельности, как наблюдательная астрономия , орнитология , пилотаж и разведка , а также просмотр спортивных состязаний или исполнительских искусств.

История [ править ]

Телескоп - это скорее открытие мастеров оптики, чем изобретение ученого. ^{[1] [2]} линза и свойство преломляя и отражая свет было известно с глубокой древности , и теория о том , как они работали были разработаны древними греческими философами, сохранились и расширили в средневековом исламском мире , и он значительно достигли развитое состояние к моменту изобретения телескопа в Европе раннего Нового времени . ^{[3] [4]} Но наиболее важным шагом, упомянутым в изобретении телескопа, было развитие производства линз для очков , ^{[2] [5] [6]}сначала в Венеции и Флоренции в XIII веке ^[7], а затем в центрах создания очков в Нидерландах и Германии. ^[8] Именно в Нидерландах в 1608 году появились первые документы, описывающие преломляющий оптический телескоп в виде патента, поданного производителем очков Хансом Липперши , за которым через несколько недель последовали претензии Якоба Метиуса и третьего неизвестного заявителя. что они тоже знали об этом «искусстве». ^[9]

Слухи об изобретении быстро распространились, и Галилео Галилей , узнав об этом устройстве, в течение года создавал свои собственные улучшенные конструкции и был первым, кто опубликовал астрономические результаты с использованием телескопа. ^[10] Телескоп Галилея использовал выпуклую линзу объектива и вогнутую линзу глаза , конструкция теперь называется телескопом Галилея . Иоганн Кеплер предложил усовершенствовать конструкцию ^{[11], в} которой использовался выпуклый окуляр , часто называемый телескопом Кеплера .

Следующим большим шагом в развитии рефракторов стало появление ахроматической линзы в начале 18 века ^[12], которая исправила хроматическую аберрацию в кеплеровских телескопах того времени, что позволило использовать гораздо более короткие инструменты с гораздо большими объективами. ^{[ необходима цитата ]}

Для отражающих телескопов , в которых вместо линзы объектива используется изогнутое зеркало , теория предшествовала практике. Теоретическая основа для изогнутых зеркал, ведущих себя аналогично линзам, вероятно, была установлена Альхазеном , теории которого были широко распространены в латинских переводах его работ. ^[13] Вскоре после изобретения преломляющего телескопа Галилей, Джованни Франческо Сагредо и другие, вдохновленные своими знаниями о том, что изогнутые зеркала обладают такими же свойствами, как линзы, обсудили идею создания телескопа с использованием зеркала в качестве объектива, формирующего изображение. ^[14] Потенциальные преимущества использования параболических зеркал( в первую очередь уменьшение сферической аберрации с устранением хроматических аберраций ) привела к нескольким предложенным конструкциям для отражения телескопов, ^[15] , наиболее заметное из которых было опубликовано в 1663 году от Джеймса Грегори и стал называться по григорианскому телескопу , ^{[16] [ 17],} но рабочих моделей построено не было. Исааку Ньютону в целом приписывают создание первых практических телескопов-отражателей, Ньютоновского телескопа , в 1668 году ^[18], хотя из-за их сложности конструкции и плохих характеристик металлического зеркала.Использование зеркал потребовалось более 100 лет, чтобы отражатели стали популярными. Многие достижения в области отражающих телескопов включают совершенство изготовления параболических зеркал в 18 веке, ^[19] стеклянные зеркала с серебряным покрытием в 19 веке, долговечные алюминиевые покрытия в 20 веке, ^[20] сегментированные зеркала, позволяющие увеличивать диаметр. , и активная оптика для компенсации гравитационной деформации. Нововведением середины 20-го века были катадиоптические телескопы, такие как камера Шмидта , в которой в качестве основных оптических элементов используются как линза (корректирующая пластина), так и зеркало, в основном используемые для получения изображений в широком поле без сферической аберрации. ^{[цитата необходима ]}

В конце 20-го века была разработана адаптивная оптика и космические телескопы для решения проблем астрономического зрения . ^{[ необходима цитата ]}

Революция в области электроники в начале 21 века привела к разработке телескопов, подключенных к компьютеру, в 2010-х годах, которые позволяют непрофессиональным наблюдателям за небом наблюдать звезды и спутники с использованием относительно недорогого оборудования, используя преимущества цифровых астрофотографических методов, разработанных профессиональными астрономами за предыдущие десятилетия. . Электронное соединение с компьютером ( смартфоном , планшетом или ноутбуком) требуется для астрономических наблюдений с телескопов. Цифровая технология позволяет складывать несколько изображений, вычитая шумовую составляющую наблюдения, создавая изображения объектов Мессье и слабых звезд.столь же тускло, как видимая величина 15 с оборудованием потребительского класса. ^{[21] [22]}

Принципы [ править ]

Основная схема состоит в том, что основной светособирающий элемент, объектив (1) ( выпуклая линза или вогнутое зеркало, используемое для сбора падающего света), фокусирует этот свет от удаленного объекта (4) в фокальной плоскости, где он формирует реальное изображение (5). Это изображение можно записать или просмотреть в окуляр (2), который действует как увеличительное стекло . Затем глаз (3) видит перевернутое увеличенное виртуальное изображение (6) объекта.

Инвертированные изображения [ править ]

Большинство конструкций телескопов создают перевернутое изображение в фокальной плоскости; их называют инвертирующими телескопами . Фактически, изображение переворачивается вверх ногами и слева направо, так что в целом оно поворачивается на 180 градусов от ориентации объекта. В астрономических телескопах повернутый вид обычно не корректируется, так как он не влияет на использование телескопа. Однако зеркальная диагональ часто используется для размещения окуляра в более удобном месте для просмотра, и в этом случае изображение прямое, но все же перевернутое слева направо. В наземных телескопах, таких как зрительные трубы , монокуляры и бинокли , призмы (например, призмы Порро) или релейная линза между объективом и окуляром используются для коррекции ориентации изображения. Существуют конструкции телескопов, которые не отображают перевернутое изображение, например галилеевский рефрактор и григорианский рефлектор . Их называют возводящими телескопами .

Варианты дизайна [ править ]

Многие типы телескопов сгибают или отклоняют оптический путь с помощью вторичных или третичных зеркал. Они могут быть неотъемлемой частью оптической конструкции ( телескоп Ньютона , рефлектор Кассегрена или аналогичные типы) или просто использоваться для размещения окуляра или детектора в более удобном месте. В конструкции телескопа также могут использоваться специально разработанные дополнительные линзы или зеркала для улучшения качества изображения в большем поле зрения.

Характеристики [ править ]

Технические характеристики относятся к характеристикам телескопа и его оптическим характеристикам. Некоторые характеристики спецификаций могут изменяться в зависимости от оборудования или принадлежностей, используемых с телескопом; например линзы Барлоу , звездные диагонали и окуляры . Эти сменные аксессуары не изменяют характеристики телескопа, однако они меняют способ функционирования свойств телескопа, как правило, увеличение , видимое поле зрения (FOV) и фактическое поле зрения.

Разрешимость поверхности [ править ]

Наименьшая разрешаемая площадь поверхности объекта, видимая в оптический телескоп, - это ограниченная физическая область, которую можно разрешить. Оно аналогично угловому разрешению , но отличается по определению: вместо способности разделения между точечными источниками света оно относится к физической области, которую можно разрешить. Знакомый способ выразить характеристику - разрешаемая способность таких объектов, как лунные кратеры или солнечные пятна. Выражение с использованием формулы дается суммой удвоенной разрешающей способности по диаметру апертуры, умноженной на диаметр объекта, умноженного на постоянную, деленную на видимый диаметр объекта . ^{[23] [24]}${\ displaystyle R}$${\ displaystyle D}$${\ displaystyle D_ {ob}}$${\ displaystyle \ Phi}$ ${\ displaystyle D_ {a}}$

Разрешающая способность определяется длиной волны с использованием тех же единиц, что и апертура; где 550 нм до мм определяется по формуле: . ${\ displaystyle R}$ ${\ displaystyle {\ lambda}}$${\ displaystyle R = {\ frac {\ lambda} {10 ^ {6}}} = {\ frac {550} {10 ^ {6}}} = 0,00055}$
Константа вычисляется из радиан в той же единице, что и видимый диаметр объекта ; где Луны видимый диаметр в радианах в угловые секунды определяется по формуле: .${\ displaystyle \ Phi}$${\ displaystyle D_ {a} = {\ frac {313 \ Pi} {10800}}}$ ${\ displaystyle D_ {a} = {\ frac {313 \ Pi} {10800}} \ cdot 206265 = 1878}$

Пример использования телескопа с апертурой 130 мм для наблюдения Луны на длине волны 550 нм представлен следующим образом:${\ displaystyle F = {\ frac {{\ frac {2R} {D}} \ cdot D_ {ob} \ cdot \ Phi} {D_ {a}}} = {\ frac {{\ frac {2 \ cdot 0.00055) } {130}} \ cdot 3474.2 \ cdot 206265} {1878}} \ приблизительно 3,22}$

Единица, используемая в диаметре объекта, приводит к наименьшим разрешаемым характеристикам в этой единице. В приведенном выше примере они указаны в километрах, в результате чего наименьшие разрешимые кратеры на Луне имеют диаметр 3,22 км. Космический телескоп Хаббла имеет первичное зеркало отверстие 2400 мм , что обеспечивает поверхность разрешимость кратеров Луны , являющихся 174,9 метров в диаметре, или пятна от 7365.2 км в диаметре.

Угловое разрешение [ править ]

Игнорируя размытие изображения из-за турбулентности в атмосфере ( атмосферное видение ) и оптические недостатки телескопа, угловое разрешение оптического телескопа определяется диаметром главного зеркала или линзы, собирающей свет (также называемой «апертурой»). .

Критерий Рэлея для предела разрешения (в радианах ) задается${\ displaystyle \ alpha _ {R}}$

${\ displaystyle \ sin (\ alpha _ {R}) = 1,22 {\ frac {\ lambda} {D}}}$

где - длина волны, а - апертура. Для видимого света ( = 550 нм) в малоугловом приближении это уравнение можно переписать:${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle D}$${\displaystyle \lambda }$

${\displaystyle \alpha _{R}={\frac {138}{D}}}$

Здесь обозначает предел разрешения в угловых секундах и в миллиметрах. В идеальном случае два компонента двойной звездной системы можно различить, даже если их разделяет расстояние чуть меньше чем . Это учитывается пределом Дауэса.${\displaystyle \alpha _{R}}$${\displaystyle D}$${\displaystyle \alpha _{R}}$

${\displaystyle \alpha _{D}={\frac {116}{D}}}$

Уравнение показывает, что при прочих равных, чем больше апертура, тем лучше угловое разрешение. Разрешение не определяется максимальным увеличением (или «мощностью») телескопа. Телескопы, которые продаются с высокими значениями максимальной мощности, часто дают плохие изображения.

Для больших наземных телескопов разрешение ограничено атмосферным изображением . Этот предел можно преодолеть, разместив телескопы над атмосферой, например, на вершинах высоких гор, на воздушных шарах и высоко летающих самолетах или в космосе . Пределы разрешения также можно преодолеть с помощью адаптивной оптики , визуализации спеклов или удачной визуализации для наземных телескопов.

В последнее время стало практичным выполнять синтез апертуры с помощью массивов оптических телескопов. Изображения с очень высоким разрешением могут быть получены с помощью групп широко разнесенных телескопов меньшего размера, связанных друг с другом тщательно контролируемыми оптическими путями, но эти интерферометры могут использоваться только для получения изображений ярких объектов, таких как звезды, или измерения ярких ядер активных галактик .

Фокусное расстояние и фокусное соотношение [ править ]

Фокусное из оптической системы является мерой того , насколько сильно система сходится или расходится зажигать . Для оптической системы в воздухе это расстояние, на котором фокусируются первоначально коллимированные лучи. Система с меньшим фокусным расстоянием имеет большую оптическую силу, чем система с большим фокусным расстоянием; то есть сильнее изгибает лучи , фокусируя их на более коротком расстоянии. В астрономии число f обычно называют фокусным отношением, обозначаемым как . Светосила телескопа определяются как фокусное расстояние от цели${\displaystyle N}$${\displaystyle f}$деленное на его диаметр или на диаметр упора диафрагмы в системе. Фокусное расстояние управляет полем зрения инструмента и масштабом изображения, которое отображается в фокальной плоскости на окуляр , пленочную пластину или ПЗС-матрицу .${\displaystyle D}$

Пример телескопа с фокусным расстоянием 1200 мм и диаметром апертуры 254 мм представлен следующим образом:${\displaystyle N={\frac {f}{D}}={\frac {1200}{254}}\approx 4.7}$

Численно большие Фокусные отношения называются длинными или медленными . Маленькие числа короткие или быстрые . Нет четких границ для определения того, когда использовать эти термины, и человек может учитывать свои собственные стандарты определения. Среди современных астрономических телескопов любой телескоп с соотношением фокусных расстояний меньше (большее число), чем f / 12, обычно считается медленным, а любой телескоп с фокусным отношением быстрее (меньшее число), чем f / 6, считается быстрым. Более быстрые системы часто имеют больше оптических аберрацийдалеко от центра поля зрения и, как правило, более требовательны к конструкции окуляров, чем более медленные. Быстрая система часто желательна для практических целей в астрофотографии с целью сбора большего количества фотонов за заданный период времени, чем более медленная система, позволяющая фотографии с интервалом времени обрабатывать результат быстрее.

Телескопы с широким полем зрения (например, астрографы ) используются для отслеживания спутников и астероидов , для исследования космических лучей и для астрономических обзоров неба. Уменьшить оптические аберрации в телескопах с низким отношением f сложнее, чем в телескопах с большим отношением f.

Сила сбора света [ править ]

Светосила оптического телескопа, также называемая светозахватом или увеличением апертуры, - это способность телескопа собирать намного больше света, чем человеческий глаз. Его светособирающая способность, вероятно, является его наиболее важной особенностью. Телескоп действует как световое ведро , собирая все фотоны, падающие на него от удаленного объекта, тогда как более крупное ведро улавливает больше фотонов, что приводит к большему количеству принимаемого света в заданный период времени, эффективно делая изображение ярче. Вот почему зрачки ваших глаз расширяются ночью, чтобы больше света достигало сетчатки. Собирающая способность по сравнению с человеческим глазом - это результат в квадрате деления апертуры на диаметр зрачка наблюдателя , ^[23]${\displaystyle P}$${\displaystyle D}$${\displaystyle D_{p}}$^[24] со средним взрослым, имеющимдиаметр зрачка 7 мм. У более молодых людей диаметр зрачка больше, обычно 9 мм, так как диаметр зрачка с возрастом уменьшается.

Пример собирательной способности апертуры 254 мм по сравнению с диаметром зрачка взрослого 7 мм дается выражением: ${\displaystyle P=\left({\frac {D}{D_{p}}}\right)^{2}=\left({\frac {254}{7}}\right)^{2}\approx 1316.7}$

Светосилу телескопов можно сравнить, сравнив площади двух разных апертур.${\displaystyle A}$

Например, светосила 10-метрового телескопа в 25 раз больше, чем у 2-метрового телескопа: ${\displaystyle p={\frac {A_{1}}{A_{2}}}={\frac {\pi 5^{2}}{\pi 1^{2}}}=25}$

Для обзора данной области поле зрения так же важно, как и мощность сбора сырого света. Обзорные телескопы, такие как Большой синоптический обзорный телескоп, стараются максимизировать произведение площади зеркала и поля зрения (или дополнительного поля зрения ), а не только способности собирать необработанный свет.

Увеличение [ править ]

Увеличение через телескоп делает объект больше, ограничивая поле обзора. Увеличение часто вводят в заблуждение как оптическую силу телескопа, его характеристика - это наиболее неправильно понимаемый термин, используемый для описания наблюдаемого мира. ^{[ требуется пояснение ]} При более высоких увеличениях качество изображения значительно снижается, использование линзы Барлоу увеличивает эффективное фокусное расстояние оптической системы - многократно снижает качество изображения.

Подобные второстепенные эффекты могут присутствовать при использовании звездных диагоналей , поскольку свет проходит через множество линз, которые увеличивают или уменьшают эффективное фокусное расстояние. Качество изображения обычно зависит от качества оптики (линз) и условий просмотра, а не от увеличения.

Само увеличение ограничено оптическими характеристиками. С любым телескопом или микроскопом, за пределами практического максимального увеличения, изображение выглядит больше, но не показывает больше деталей. Это происходит, когда мельчайшие детали, которые может разрешить инструмент, увеличиваются, чтобы соответствовать мельчайшим деталям, которые может видеть глаз. Увеличение сверх этого максимума иногда называют пустым увеличением .

Чтобы получить как можно больше деталей из телескопа, очень важно выбрать правильное увеличение для наблюдаемого объекта. Некоторые объекты лучше всего выглядят при малом увеличении, некоторые - при большом, а многие - при умеренном увеличении. Есть два значения увеличения: минимальное и максимальное. Можно использовать окуляр с более широким полем обзора, чтобы сохранить то же фокусное расстояние окуляра и обеспечить такое же увеличение через зрительную трубу. Для телескопа хорошего качества, работающего в хороших атмосферных условиях, максимальное используемое увеличение ограничено дифракцией.

Визуальный [ править ]

Визуальное увеличение поля зрения через телескоп может быть определено делением фокусного расстояния телескопа на фокусное расстояние (или диаметр) окуляра . ^{[23] [24]} Максимум ограничен фокусным расстоянием окуляра .${\displaystyle M}$${\displaystyle f}$${\displaystyle f_{e}}$

Пример визуального увеличения с использованием телескопа с фокусным расстоянием 1200 мм и окуляром 3 мм приведен следующим образом:${\displaystyle M={\frac {f}{f_{e}}}={\frac {1200}{3}}=400}$

Минимум [ править ]

У телескопа минимально возможное увеличение . Увеличение яркости с уменьшенным увеличением имеет предел, связанный с так называемым выходным зрачком . Выходной зрачок является цилиндром света , выходящим из окуляра, следовательно , тем меньше увеличения , тем больше выходной зрачок . Минимум можно рассчитать, разделив апертуру телескопа на диаметр выходного зрачка . ^[25] Уменьшение увеличения сверх этого предела не может увеличить яркость, при этом пределе нет преимущества для уменьшения увеличения. Точно так же расчет выходного зрачка - это деление диаметра апертуры.${\displaystyle M_{m}}$${\displaystyle D}$${\displaystyle D_{ep}}$ ${\displaystyle D_{ep}}$${\displaystyle D}$и используемое визуальное увеличение . Минимум часто может быть недостижим с некоторыми телескопами, для телескопа с очень большим фокусным расстоянием может потребоваться окуляр с большим фокусным расстоянием, чем это возможно.${\displaystyle M}$

Пример наименьшего используемого увеличения при апертуре 254 мм и выходном зрачке 7 мм дается как:, в то время как диаметр выходного зрачка при апертуре 254 мм и увеличении 36x дается как:${\displaystyle M_{m}={\frac {D}{D_{ep}}}={\frac {254}{7}}\approx 36}$${\displaystyle D_{ep}={\frac {D}{M}}={\frac {254}{36}}\approx 7}$

Оптимальный [ править ]

Полезная ссылка:

• Для небольших объектов с низкой поверхностной яркостью (например, галактик ) используйте умеренное увеличение.
• Для небольших объектов с высокой поверхностной яркостью (например, планетарных туманностей ) используйте большое увеличение.
• Для крупных объектов, независимо от поверхностной яркости (например, диффузных туманностей ), используйте малое увеличение, часто в диапазоне минимального увеличения.

Только личный опыт определяет наилучшее оптимальное увеличение для объектов, полагаясь на навыки наблюдения и условия видимости.

Поле зрения [ править ]

Поле зрения - это размер наблюдаемого мира, видимого в любой момент через инструмент (например, телескоп или бинокль ) или невооруженным глазом. Существуют различные выражения поля зрения, являющиеся характеристикой окуляра или характеристикой, определяемой комбинацией окуляра и телескопа. Физический предел определяется комбинацией, при которой угол обзора не может быть больше установленного максимума из-за дифракции оптики.

Очевидно [ править ]

Видимое поле обзора - это наблюдаемый мир через окуляр без вставки в телескоп. Он ограничен размером ствола, используемым в телескопе, как правило, с современными телескопами, которые имеют диаметр 1,25 или 2 дюйма. Более широкий угол обзора можно использовать для достижения более обширного наблюдаемого мира при таком же увеличении по сравнению с меньшим полем обзора без ущерба для увеличения. Обратите внимание, что увеличение поля зрения снижает поверхностную яркость наблюдаемого объекта, поскольку собранный свет распространяется по большей площади, в относительном выражении увеличение области наблюдения пропорционально снижает поверхностную яркость, затемняя наблюдаемый объект. Широкие FOV окуляры лучше всего работают при небольшом увеличении с большой апертурой, когда относительный размер объекта рассматривается в более высоких сравнительных стандартах с минимальным увеличением, что дает в целом более яркое изображение.

Верно [ править ]

Истинный FOV - это наблюдаемый мир, наблюдаемый через окуляр, вставленный в телескоп. Знание истинного поля зрения окуляров очень полезно, поскольку его можно использовать для сравнения того, что видно через окуляр, с распечатанными или компьютеризированными звездными картами, которые помогают идентифицировать наблюдаемое. Истинный FOV - это разделение видимого FOV на увеличение . ^{[23] [24]}${\displaystyle v_{t}}$${\displaystyle v_{a}}$ ${\displaystyle M}$

Пример истинного поля зрения при использовании окуляра с видимым полем зрения 52 ° при увеличении 81,25x :${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64^{\circ }}$

Максимум [ править ]

Max FOV - это максимально полезное истинное поле зрения, ограниченное оптикой телескопа. Это физическое ограничение, при котором превышение максимального значения остается максимальным. Макс. FOV - это размер ствола по фокусному расстоянию телескопа, преобразованный из радиан в градусы. ^{[23] [24]}${\displaystyle v_{m}}$${\displaystyle B}$${\displaystyle f}$

Пример максимального поля зрения при использовании телескопа с диаметром ствола 31,75 мм (1,25 дюйма ) и фокусным расстоянием 1200 мм дается как:${\displaystyle v_{m}=B\cdot {\frac {\frac {180}{\pi }}{f}}\approx 31.75\cdot {\frac {57.2958}{1200}}\approx 1.52^{\circ }}$

Наблюдение в телескоп [ править ]

У оптических телескопов много свойств, и сложность наблюдения с их помощью может быть сложной задачей; опыт и эксперименты - главные составляющие понимания того, как максимизировать свои наблюдения. На практике только два основных свойства телескопа определяют различия в наблюдении: фокусное расстояние и апертура. Они связаны с тем, как оптическая система видит объект или расстояние, и сколько света собирается через окуляр . Окуляры также определяют, как изменяются поле зрения и увеличение наблюдаемого мира.

Наблюдаемый мир [ править ]

Наблюдаемый мир - это то, что можно увидеть в телескоп. При просмотре объекта или диапазона наблюдатель может использовать множество различных методов. Понимание того, что можно просматривать и как это просматривать, зависит от поля зрения. Наблюдение за объектом, размер которого полностью вписывается в поле зрения, измеряется с использованием двух свойств телескопа - фокусного расстояния и апертуры, с включением окуляра с подходящим фокусным расстоянием (или диаметром). Сравнение наблюдаемого мира и углового диаметра объекта показывает, какую часть объекта мы видим. Однако связь с оптической системой может не привести к высокой поверхностной яркости . Небесные объекты часто тусклые из-за большого расстояния, а детализация может быть ограничена дифракцией. или неподходящие оптические свойства.

Соотношение поля зрения и увеличения [ править ]

Поиск того, что можно увидеть через оптическую систему, начинается с окуляра, обеспечивающего поле зрения и увеличение ; увеличение определяется разделением фокусных расстояний телескопа и окуляра. На примере любительского телескопа, такого как телескоп Newtonian с апертурой 130 мм (5 дюймов) и фокусным расстоянием 650 мм (25,5 дюйма), используется окуляр с фокусным расстоянием 8 мм и видимым полем обзора 52 °. Увеличение, с которым наблюдается наблюдаемый мир, определяется следующим образом: Поле зрения требует увеличения, которое определяется его делением на видимое поле зрения:${\displaystyle D}$${\displaystyle f}$${\displaystyle d}$${\displaystyle v_{a}}$${\displaystyle M={\frac {f}{d}}={\frac {650}{8}}=81.25}$${\displaystyle v_{t}}$${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}={\frac {52}{81.25}}=0.64}$. Результирующее истинное поле зрения составляет 0,64 °, что позволяет видеть в телескоп целиком такой объект, как туманность Ориона , которая выглядит эллиптической с угловым диаметром 65 × 60 угловых минут , при этом вся туманность находится внутри. наблюдаемый мир. Использование таких методов может значительно увеличить потенциал просмотра, гарантируя, что наблюдаемый мир может содержать весь объект, или увеличить или уменьшить увеличение, рассматривая объект в другом аспекте.

Коэффициент яркости [ править ]

Поверхностная яркость при таком увеличении значительно уменьшается, что приводит к гораздо диммеру внешнего вида. Более тусклый вид снижает визуальную детализацию объекта. Такие детали, как материя, кольца, спиральные рукава и газы, могут быть полностью скрыты от наблюдателя, что дает гораздо менее полное представление об объекте или диапазоне. Физика требует, чтобы при теоретически минимальном увеличении телескопа поверхностная яркость составляла 100%. Однако на практике 100% яркости мешают различные факторы; к ним относятся ограничения телескопа (фокусное расстояние, фокусное расстояние окуляра и т. д.) и возраст наблюдателя.

Возраст играет роль в яркости, как фактор содействия наблюдателя ученик . С возрастом зрачок естественно сужается в диаметре; Обычно считается, что у молодого человека диаметр зрачка составляет 7 мм, у пожилого человека - всего 5 мм, а у более молодого человека - 9 мм. Минимальное увеличение может быть выражено как разделение апертуры и зрачка диаметра , заданной: . Проблемный случай может быть очевиден при достижении теоретической поверхностной яркости 100%, поскольку необходимое эффективное фокусное расстояние оптической системы может потребовать окуляра слишком большого диаметра.${\displaystyle m}$${\displaystyle D}$ ${\displaystyle p}$${\displaystyle m={\frac {D}{d}}={\frac {130}{7}}\approx 18.6}$

Некоторые телескопы не могут достичь теоретической поверхностной яркости 100%, в то время как некоторые телескопы могут достичь этого с помощью окуляра очень малого диаметра. Для того, чтобы найти то , что окуляр требуется , чтобы получить минимальное увеличение можно переставить формулу увеличения, где в настоящее время разделение фокусного расстояния телескопа над минимальным увеличением: . Окуляр диаметром 35 мм - нестандартный размер, и его нельзя будет купить; в этом сценарии для достижения 100% потребуется стандартный окуляр размером 40 мм. Поскольку окуляр имеет большее фокусное расстояние, чем минимальное увеличение, большое количество рассеянного света не попадает в глаза.${\displaystyle {\frac {F}{m}}={\frac {650}{18.6}}\approx 35}$

Выходной ученик [ править ]

Ограничением увеличения поверхностной яркости при уменьшении увеличения является выходной зрачок : цилиндр света, который проецирует окуляр на наблюдателя. Выходной зрачок должен соответствовать или быть меньше в диаметре , чем своего ученика , чтобы получить полную сумму проецируемого света; больший выходной зрачок приводит к потере света. Выходной зрачок может быть получен с деления апертуры телескопа и минимальным увеличение , получаемым: . Зрачок и выходной зрачок почти идентичны по диаметру, поэтому оптическая система не теряет видимого света. Зрачок 7 мм немного не достигает 100% яркости, тогда как поверхностная яркость${\displaystyle e}$${\displaystyle D}$ ${\displaystyle m}$${\displaystyle e={\frac {D}{m}}={\frac {130}{18.6}}\approx 7}$ ${\displaystyle B}$может быть измерена из продукта константы 2, по площади зрачка , в результате чего: . Ограничением здесь является диаметр зрачка; это досадный результат, который ухудшается с возрастом. Ожидается некоторая наблюдаемая потеря света, и уменьшение увеличения не может увеличить поверхностную яркость после того, как система достигнет своего минимального применимого увеличения, поэтому этот термин называется пригодным для использования .${\displaystyle p}$${\displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}$

Масштаб изображения [ править ]

При использовании ПЗС для записи наблюдений ПЗС помещается в фокальную плоскость. Масштаб изображения (иногда называемый пластинчатой ​​шкалой ) - это то, как угловой размер наблюдаемого объекта соотносится с физическим размером проецируемого изображения в фокальной плоскости.

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}},}$

где - масштаб изображения, - угловой размер наблюдаемого объекта, - физический размер проецируемого изображения. По фокусному расстоянию масштаб изображения составляет${\displaystyle i}$${\displaystyle \alpha }$${\displaystyle s}$

${\displaystyle i={\frac {1}{f}},}$

где измеряется в радианах на метр (рад / м) и измеряется в метрах. Обычно указывается в угловых секундах на миллиметр ("/ мм). Таким образом, если фокусное расстояние измеряется в миллиметрах, масштаб изображения равен${\displaystyle i}$${\displaystyle f}$${\displaystyle i}$

${\displaystyle i\ (''/\mathrm {mm} )={\frac {1}{f\ (\mathrm {mm} )}}\left[{\frac {180\times 3600}{\pi }}\right].}$

Вывод этого уравнения довольно прост, и результат одинаков для отражающих и преломляющих телескопов. Однако концептуально это легче получить, рассматривая телескоп-рефлектор. Если в телескоп наблюдать протяженный объект с угловыми размерами , то из-за Закона отражения и тригонометрии размер изображения, проецируемого на фокальную плоскость, будет${\displaystyle \alpha }$

${\displaystyle s=\tan(\alpha )f.}$

Таким образом, масштаб изображения (угловой размер объекта, деленный на размер проецируемого изображения) будет

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{s}}={\frac {\alpha }{\tan(\alpha )f}},}$

и, используя соотношение малого угла , когда (NB действительно только в радианах), мы получаем${\displaystyle \tan(a)\approx a}$${\displaystyle a\ll 1}$${\displaystyle a}$

${\displaystyle i={\frac {\alpha }{\alpha f}}={\frac {1}{f}}.}$

Несовершенные изображения [ править ]

Ни один телескоп не может сформировать идеальное изображение. Даже если у отражающего телескопа может быть идеальное зеркало, или у преломляющего телескопа может быть идеальная линза, эффекты дифракции апертуры неизбежны. На самом деле идеальных зеркал и идеальных линз не существует, поэтому необходимо учитывать аберрации изображения в дополнение к дифракции апертуры. Аберрации изображения можно разделить на два основных класса: монохроматические и полихроматические. В 1857 году Филипп Людвиг фон Зайдель (1821–1896) разложил монохроматические аберрации первого порядка на пять составляющих аберраций. Сейчас их обычно называют пятью аберрациями Зейделя.

Пять аберраций Зейделя [ править ]

Сферическая аберрация

Разница в фокусном расстоянии между параксиальными лучами и краевыми лучами, пропорциональная квадрату диаметра объектива.

Кома

Дефект, из-за которого точки выглядят как кометоподобные асимметричные пятна света с хвостами, что делает измерения очень неточными. Его величина обычно выводится из теоремы оптического синуса .

Астигматизм

Изображение точки образует фокусные линии в сагиттальном и тангентальном фокусах, а между ними (при отсутствии комы) эллиптическую форму.

Кривизна поля

В кривизна поля изображения означает , что изображение, вместо того, чтобы лежать в плоскости, на самом деле лежит на искривленной поверхности, описывается как полые или круглые. Это вызывает проблемы при использовании плоского устройства формирования изображения, например фотографической пластины или датчика изображения CCD.

Искажение

Либо бочка, либо подушка для булавок - радиальное искажение, которое необходимо исправить при объединении нескольких изображений (аналогично объединению нескольких фотографий в панорамную фотографию ).

Оптические дефекты всегда перечисляются в указанном выше порядке, поскольку это выражает их взаимозависимость в виде аберраций первого порядка из-за перемещений выходных / входных зрачков. Первая аберрация Зейделя, сферическая аберрация, не зависит от положения выходного зрачка (как и для аксиальных и экстрааксиальных карандашей). Вторая, кома, изменяется в зависимости от расстояния между зрачками и сферической аберрации, отсюда хорошо известный результат, заключающийся в том, что невозможно исправить кому в линзе, свободной от сферической аберрации, простым перемещением зрачка. Подобные зависимости влияют на оставшиеся аберрации в списке.

Хроматические аберрации [ править ]

Продольная хроматическая аберрация : как и сферическая аберрация, одинакова для осевых и наклонных карандашей.

Поперечная хроматическая аберрация (хроматическая аберрация увеличения)

Телескопы для астрономических исследований [ править ]

Оптические телескопы использовались в астрономических исследованиях со времени их изобретения в начале 17 века. Многие типы были построены на протяжении многих лет в зависимости от оптических технологий, таких как преломляющие и отражающие, природы света или объекта, отображаемого на изображении, и даже места их размещения, например, космических телескопов . Некоторые из них классифицируются по выполняемой ими задаче, например, солнечные телескопы .

Большие отражатели [ править ]

Почти все большие астрономические телескопы исследовательского класса являются отражателями. Вот несколько причин:

• В линзе весь объем материала должен быть без дефектов и неоднородностей, тогда как в зеркале только одна поверхность должна быть идеально отполирована.
• Свет разных цветов проходит через среду, отличную от вакуума, с разной скоростью. Это вызывает хроматическую аберрацию .
• Отражатели работают в более широком спектре света, поскольку волны определенной длины поглощаются при прохождении через стеклянные элементы, такие как рефракторы или катадиоптрики.
• Существуют технические трудности, связанные с производством линз большого диаметра и обращением с ними. Один из них заключается в том, что все реальные материалы прогибаются под действием силы тяжести. Объектив можно держать только за периметр. Зеркало, с другой стороны, может поддерживаться всей стороной, противоположной его отражающей поверхности.

Большинство больших исследовательских рефлекторов работают в разных фокальных плоскостях в зависимости от типа и размера используемого инструмента. К ним относятся главный фокус главного зеркала, фокус кассегрена (свет отражается обратно за главное зеркало) и даже внешний по отношению к телескопу вместе (например, фокус Нэсмита и фокус Куде ). ^[26]

Новую эру в производстве телескопов открыл Многопрозрачный телескоп (MMT), в котором зеркало состоит из шести сегментов, образующих зеркало диаметром 4,5 метра . Теперь оно заменено одним зеркалом диаметром 6,5 м. Его примеру последовали телескопы Keck с сегментированными зеркалами длиной 10 м.

Самые большие современные наземные телескопы имеют главное зеркало диаметром от 6 до 11 метров. В телескопах этого поколения зеркало обычно очень тонкое и поддерживается в оптимальной форме с помощью набора приводов (см. Активную оптику ). Эта технология привела к появлению новых конструкций для будущих телескопов диаметром 30, 50 и даже 100 метров.

Недавно были разработаны относительно дешевые серийные ~ 2-метровые телескопы, которые оказали значительное влияние на астрономические исследования. Это позволяет непрерывно отслеживать многие астрономические цели и обследовать большие участки неба. Многие из них являются роботизированными телескопами , управляемым компьютер через Интернет (см , например , в Ливерпуле телескопа и Фолкес телескоп Север и Юг ), что позволяет автоматизированному наблюдение астрономических событий.

Первоначально детектор используется в телескопах был человеческий глаз . Позже ее место заняла сенсибилизированная фотопластинка , и был представлен спектрограф , позволяющий собирать спектральную информацию. После фотографической пластинки последовательные поколения электронных детекторов, таких как устройства с зарядовой связью (ПЗС), были усовершенствованы, каждый из которых обладал большей чувствительностью и разрешением, а часто и более широким диапазоном длин волн.

Современные исследовательские телескопы имеют на выбор несколько инструментов, например:

• формирователи изображений, различных спектральных характеристик
• спектрографы, полезные в разных областях спектра
• поляриметры, определяющие поляризацию света .

Явление оптической дифракции устанавливает предел разрешающей способности и качества изображения, достигаемого телескопом, который представляет собой эффективную площадь диска Эйри , которая ограничивает то, насколько близко могут быть размещены два таких диска. Этот абсолютный предел называется пределом дифракции (и может быть аппроксимирован критерием Рэлея , пределом Дауэса или пределом разрешения Воробья ). Этот предел зависит от длины волны исследуемого света (так что предел для красного света наступает намного раньше, чем предел для синего света) и от диаметразеркала телескопа. Это означает, что телескоп с определенным диаметром зеркала теоретически может разрешить до определенного предела на определенной длине волны. Для обычных телескопов на Земле дифракционный предел не актуален для телескопов размером более 10 см. Вместо этого видимость или размытость, вызванная атмосферой, устанавливает предел разрешения. Но в космосе или если используется адаптивная оптика , то иногда возможно достижение дифракционного предела. На этом этапе, если требуется большее разрешение на этой длине волны, необходимо построить более широкое зеркало или выполнить синтез апертуры с использованием массива ближайших телескопов.

В последние годы был разработан ряд технологий для преодоления искажений, вызванных атмосферой на наземных телескопах, с хорошими результатами. См. Адаптивную оптику , визуализацию спеклов и оптическую интерферометрию .

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

СМИ, связанные с оптическими телескопами, на Викискладе?

• Заметки о ЛЮБИТЕЛЬСКОЙ ОПТИКЕ ТЕЛЕСКОПОВ
• Математический калькулятор онлайн-телескопа
• Разрешение телескопа
• skyandtelescope.com - Что нужно знать (о телескопах)