Optický dalekohled - Optical telescope

Velký binokulární dalekohled využívá dvou zakřivených zrcadel sbírat světlo

Optického teleskopu je teleskop , který shromažďuje a zaměřuje světlo hlavně z viditelné části elektromagnetického spektra , pro vytvoření zvětšeného obrazu pro přímé vizuální kontroly, aby se fotografii , nebo pro sběr dat prostřednictvím elektronických obrazových snímačů .

Existují tři hlavní typy optických dalekohledů:

Refrakční teleskopy , které používají čočky a méně často také hranoly ( dioptrické )
Odrazové teleskopy , které používají zrcadla ( catoptrics )
Katadioptrické dalekohledy , které kombinují čočky a zrcadla

Schopnost optického dalekohledu vyřešit malé detaily je přímo úměrná průměru (nebo cloně ) jeho objektivu (primární čočka nebo zrcadlo, které shromažďuje a zaostřuje světlo) a jeho schopnost shromažďovat světlo souvisí s oblastí objektivu. Čím větší je objektiv, tím více světla dalekohled sbírá a rozlišuje jemnější detaily.

Lidé používají optické teleskopy (včetně monokulárů a dalekohledů ) pro outdoorové aktivity, jako je pozorovací astronomie , ornitologie , pilotáž , lov a průzkum , stejně jako indoor/semi-outdoorové aktivity, jako je sledování performance a diváckých sportů .

Dějiny

Dalekohled je spíše objevem optických řemeslníků než vynálezem vědce. Čočky a vlastnosti lámajících a odrážejících světlo, byl znám již od starověku , a teorie o tom, jak oni pracovali byla vyvinuta starověkých řeckých filozofů, konzervované a rozšířil na na středověkém islámském světě , a dosáhl výrazně pokročilý stav v době vynález dalekohledu v rané moderní Evropě . Ale nejvýznamnějším krokem citovaným ve vynálezu dalekohledu byl vývoj výroby čoček pro brýle , nejprve v Benátkách a Florencii ve třináctém století a později v centrech výroby brýlí jak v Nizozemsku, tak v Německu. Právě v Nizozemsku v roce 1608 se objevily první dokumenty popisující refrakční optický dalekohled v podobě patentu podaného výrobcem brýlí Hansem Lippersheyem , o několik týdnů později následovaly nároky Jacoba Metia a třetího neznámého přihlašovatele, že také věděl o tomto „umění“.

Zpráva o vynálezu se rychle šířila a Galileo Galilei , když slyšel o zařízení, do roka vyráběl vlastní vylepšené návrhy a jako první publikoval astronomické výsledky pomocí dalekohledu. Galileův dalekohled používal konvexní objektiv a konkávní oční čočku , konstrukce se nyní nazývá galilejský dalekohled . Johannes Kepler navrhl vylepšení konstrukce, která používala konvexní okulár , často nazývaný Keplerův dalekohled .

Dalším velkým krokem ve vývoji refraktorů byl nástup achromatické čočky na počátku 18. století, která do té doby korigovala chromatickou aberaci v keplerovských dalekohledech - což umožňovalo mnohem kratší nástroje s mnohem většími objektivy.

U odrážejících dalekohledů , které místo čočky objektivu používají zakřivené zrcadlo , předcházela teorie praxi. Teoretický základ pro zakřivená zrcadla, která se chovají podobně jako čočky, pravděpodobně vytvořil Alhazen , jehož teorie byly široce rozšířeny v latinských překladech jeho díla. Brzy po vynálezu refrakčního dalekohledu, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo a další, pobídnutí svými znalostmi, že zakřivená zrcadla mají podobné vlastnosti jako čočky, diskutovali o myšlence postavit dalekohled pomocí zrcadla jako cíle tvořícího obraz. Potenciální výhody používání parabolických zrcadel (především redukce sférické aberace s odstraněním chromatické aberace ) vedly k několika navrhovaným návrhům pro zrcadlení dalekohledů, z nichž nejpozoruhodnější byl publikován v roce 1663 Jamesem Gregorym a začal být nazýván gregoriánským dalekohledem , ale nebyly postaveny žádné funkční modely. Isaac Newton byl obecně připočítán s výstavbou první praktické odrážející dalekohledy, na Newtonovy teleskopy , v roce 1668, i když vzhledem ke své náročnosti výstavby a špatné výkonnosti zrcátka kovových zrcadel použitých trvalo více než 100 let, reflektory, aby se stala populární. Mnoho z pokroků v odrážejících dalekohledech zahrnovalo dokonalost výroby parabolických zrcadel v 18. století, skleněná zrcadla potažená stříbrem v 19. století, trvanlivé hliníkové povlaky ve 20. století, segmentovaná zrcadla umožňující větší průměry a aktivní optika pro kompenzaci pro gravitační deformaci. Inovací v polovině 20. století byly katadioptrické dalekohledy, jako je Schmidtova kamera , která jako primární optické prvky používá jak čočku (korektorovou desku), tak zrcadlo, používanou hlavně pro širokoúhlé zobrazování bez sférické aberace.

Koncem 20. století došlo k rozvoji adaptivní optiky a vesmírných teleskopů, které mají překonat problémy astronomického vidění .

Elektronická revoluce na počátku 21. století vedla v roce 2010 k vývoji počítačově propojených teleskopů, které umožňují neprofesionálním pozorovatelům oblohy pozorovat hvězdy a satelity za použití relativně levného vybavení využíváním digitálních astrofotografických technik vyvinutých profesionálními astronomy v předchozích desetiletích . K astronomickému pozorování z dalekohledů je nutné elektronické připojení k počítači ( smartphone , podložka nebo notebook) . Digitální technologie umožňuje skládat více snímků a současně odečíst šumovou složku pozorování a vytvářet snímky Messierových objektů a slabých hvězd tak slabých jako zdánlivá velikost 15 s vybavením určeným pro spotřebitele.

Zásady

Základní schéma je, že primární prvek shromažďující světlo, objektiv (1) ( konvexní čočka nebo konkávní zrcadlo používané ke shromažďování přicházejícího světla), zaostřuje toto světlo ze vzdáleného objektu (4) do ohniskové roviny, kde tvoří skutečný obraz (5). Tento snímek lze zaznamenat nebo zobrazit pomocí okuláru (2), který funguje jako lupa . Oko (3) pak vidí převrácený zvětšený virtuální obraz (6) objektu.

Schéma keplerovského refrakčního dalekohledu . Šipka na (4) je (pomyslnou) reprezentací původního obrázku; šipka na (5) je převrácený obraz v ohniskové rovině; šipka v (6) je virtuální obraz, který se tvoří ve vizuální sféře diváka. Červené paprsky vytvářejí střed šipky; dvě další sady paprsků (každý černý) produkují jeho hlavu a ocas.

Obrácené obrázky

Většina návrhů dalekohledů vytváří obrácený obraz v ohniskové rovině; tyto jsou označovány jako invertující teleskopy . Ve skutečnosti je obraz obrácen vzhůru nohama a obrácen zleva doprava, takže je celkem otočen o 180 stupňů od orientace objektu. V astronomických dalekohledech není otočený pohled obvykle korigován, protože neovlivňuje způsob použití dalekohledu. Zrcadlová úhlopříčka se však často používá k umístění okuláru na pohodlnější místo pro prohlížení a v takovém případě je obraz vzpřímený, ale stále obrácený zleva doprava. V pozemských dalekohledech, jako jsou pozorovací dalekohledy , monokuláry a dalekohledy , se ke korekci orientace obrazu používají hranoly (např. Porro hranoly ) nebo reléová čočka mezi objektivem a okulárem. Existují návrhy teleskopů, které nepředstavují obrácený obraz, jako je galilejský refraktor a gregoriánský reflektor . Tito jsou označováni jako vztyčující dalekohledy .

Varianty provedení

Mnoho typů dalekohledů sklopí nebo odkloní optickou cestu pomocí sekundárních nebo terciárních zrcadel. Mohou být nedílnou součástí optické konstrukce ( Newtonův dalekohled , Cassegrainův reflektor nebo podobné typy), nebo je lze jednoduše použít k umístění okuláru nebo detektoru do vhodnější polohy. Návrhy dalekohledů mohou také používat speciálně určené přídavné čočky nebo zrcadla ke zlepšení kvality obrazu ve větším zorném poli.

Charakteristika

Osmipalcový refrakční dalekohled v Chabotově vesmírném a vědeckém centru

Specifikace návrhu se týkají charakteristik dalekohledu a jeho optického výkonu. Několik vlastností specifikací se může měnit s vybavením nebo příslušenstvím používaným s dalekohledem; jako jsou Barlowovy čočky , hvězdicové úhlopříčky a okuláry . Toto vyměnitelné příslušenství nemění specifikace dalekohledu, ale mění způsob, jakým funkce teleskopu fungují, obvykle zvětšení , zjevné zorné pole (FOV) a skutečné zorné pole.

Rozlišitelnost povrchu

Nejmenší rozlišitelná povrchová plocha předmětu, viděná optickým dalekohledem, je omezená fyzická oblast, kterou lze vyřešit. Je to analogické s úhlovým rozlišením , ale liší se v definici: namísto schopnosti oddělení mezi zdroji bodového světla odkazuje na fyzickou oblast, kterou lze vyřešit. Známým způsobem, jak vyjádřit charakteristiku, je rozlišitelná schopnost funkcí, jako jsou krátery na Měsíci nebo sluneční skvrny. Vyjádření pomocí vzorce je dáno dvojnásobkem rozlišovací síly nad průměrem clony vynásobeným průměrem objektů vynásobeným konstantou, děleno zdánlivým průměrem objektů . ${\ displaystyle R}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle D_ {ob}}$ ${\ displaystyle \ Phi}$ ${\ displaystyle D_ {a}}$

Rozlišovací výkon je odvozen z vlnové délky pomocí stejné jednotky jako clona; kde 550 nm na mm je dána vztahem: . ${\ displaystyle R}$ ${\ displaystyle {\ lambda}}$ ${\ displaystyle R = {\ frac {\ lambda} {10^{6}}} = {\ frac {550} {10^{6}}} = 0,00055}$
Konstanta je odvozena z radiánů na stejnou jednotku jako zdánlivý průměr objektu ; kde Moonův zdánlivý průměr z radiánů až arcsecs je dána vztahem: . ${\ displaystyle \ Phi}$ ${\ displaystyle D_ {a} = {\ frac {313 \ Pi} {10800}}}$ ${\ displaystyle D_ {a} = {\ frac {313 \ Pi} {10800}} \ cdot 206265 = 1878}$

Příklad použití dalekohledu s aperturou 130 mm na pozorování Měsíce na vlnové délce 550 nm je dán: ${\ Displaystyle F = {\ frac {{\ frac {2R} {D}} \ cdot D_ {ob} \ cdot \ Phi} {D_ {a}}} = {\ frac {{\ frac {2 \ cdot 0,00055 } {130}} \ cdot 3474.2 \ cdot 206265} {1878}} \ cca 3,22}$

Jednotka použitá v průměru objektu má za následek nejmenší rozlišitelné vlastnosti v této jednotce. Ve výše uvedeném příkladu jsou aproximovány v kilometrech, což má za následek, že nejmenší rozlišitelné krátery Měsíce mají průměr 3,22 km. HST má primární zrcadlo otvor 2400 mm, která poskytuje povrch resolvability měsíčních kráterů bytí 174,9 m v průměru, nebo sluneční skvrny z 7365.2 km v průměru.

Úhlové rozlišení

Ignorování rozmazání obrazu turbulencemi v atmosféře ( atmosférické vidění ) a optickými nedokonalostmi dalekohledu, úhlové rozlišení optického dalekohledu je určováno průměrem primárního zrcadla nebo čočky shromažďující světlo (nazývané také jeho „clona“) .

Kritérium Rayleigh pro rozlišovací mez (v radiánech ) je dána ${\ displaystyle \ alpha _ {R}}$

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

kde je vlnová délka a je clona. Pro viditelné světlo ( = 550 nm) v aproximaci malým úhlem lze tuto rovnici přepsat: ${\ displaystyle \ lambda}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle \ lambda}$

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

Zde označuje limit rozlišení v obloukových sekundách a je v milimetrech. V ideálním případě lze rozeznat dvě složky systému s dvojitou hvězdou, i když jsou od sebe odděleny o něco méně než . To je zohledněno limitem Dawes ${\ displaystyle \ alpha _ {R}}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle \ alpha _ {R}}$

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

Rovnice ukazuje, že když je vše ostatní stejné, čím větší je clona, tím lepší je úhlové rozlišení. Rozlišení není dáno maximálním zvětšením (neboli „výkonem“) dalekohledu. Dalekohledy uváděné na trh poskytováním vysokých hodnot maximálního výkonu často poskytují nekvalitní snímky.

U velkých pozemských teleskopů je rozlišení omezeno atmosférickým viděním . Tuto hranici lze překonat umístěním dalekohledů nad atmosféru, např. Na vrcholky vysokých hor, na balóny a vysoko létající letadla nebo do vesmíru . Limity rozlišení lze také překonat adaptivní optikou , skvrnitým zobrazováním nebo šťastným zobrazováním pozemních teleskopů.

V poslední době je praktické provádět syntézu clony pomocí soustav optických teleskopů. Obrazy s velmi vysokým rozlišením lze získat pomocí skupin daleko od sebe vzdálených menších dalekohledů, spojených dohromady pečlivě kontrolovanými optickými cestami, ale tyto interferometry lze použít pouze pro zobrazování jasných objektů, jako jsou hvězdy nebo měření jasných jader aktivních galaxií .

Ohnisková vzdálenost a ohniskový poměr

Ohnisková vzdálenost z optického systému, je měřítkem toho, jak silně systém konverguje nebo diverguje světlo . Pro optický systém ve vzduchu je to vzdálenost, na kterou jsou původně kolimované paprsky zaostřeny. Systém s kratší ohniskovou vzdáleností má větší optický výkon než systém s dlouhou ohniskovou vzdáleností; to znamená, že paprsky ohýbá silněji a přivede je k zaostření na kratší vzdálenost. V astronomii je f-číslo běžně označováno jako ohniskový poměr označovaný jako . Fokální poměr dalekohledu je definována jako ohniskovou vzdáleností po dosažení cíle dělený průměrem nebo průměrem stanicí clony v systému. Ohnisková vzdálenost ovládá zorné pole přístroje a měřítko obrazu, který je v ohniskové rovině prezentován okuláru , filmové destičce nebo CCD . ${\ displaystyle N}$ ${\ displaystyle f}$ ${\ displaystyle D}$

Příklad dalekohledu s ohniskovou vzdáleností 1200 mm a průměrem clony 254 mm je dán vztahem: ${\ displaystyle N = {\ frac {f} {D}} = {\ frac {1200} {254}} \ cca 4,7}$

Číselně velké ohniskové poměry jsou prý dlouhé nebo pomalé . Malá čísla jsou krátká nebo rychlá . Neexistují žádné ostré čáry pro určení, kdy tyto termíny použít, a jednotlivec může zvážit své vlastní standardy odhodlání. Ze současných astronomických dalekohledů je jakýkoli dalekohled s pomalejším ohniskovým poměrem (větší číslo) než f/12 obecně považován za pomalý a jakýkoli dalekohled s ohniskovým poměrem rychlejším (menší číslo) než f/6 je považován za rychlý. Rychlejší systémy mají často více optických aberací mimo střed zorného pole a jsou obecně náročnější na konstrukci okuláru než pomalejší. Rychlý systém je často požadovaný pro praktické účely v astrofotografii s cílem shromáždit více fotonů v daném časovém období než pomalejší systém, což umožňuje časově zpožděné fotografii zpracovat výsledek rychleji.

Širokoúhlé teleskopy (například astrografy ) se používají ke sledování satelitů a asteroidů , pro výzkum kosmického záření a pro astronomické průzkumy oblohy. V dalekohledech s nízkým poměrem f je obtížnější snížit optické aberace než v dalekohledech s větším poměrem f.

Sběr světla

Tyto dalekohled Keck II shromažďuje světlo pomocí 36 segmentované šestiúhelníkové zrcadla k vytvoření 10 m (33 ft) clony hlavní zrcadlo

Sběr světla optického dalekohledu, označovaný také jako úchop světla nebo zisk clony, je schopnost dalekohledu shromáždit mnohem více světla než lidské oko. Jeho schopnost shromažďovat světlo je pravděpodobně jeho nejdůležitější vlastností. Dalekohled funguje jako světelný kbelík , který shromažďuje všechny fotony, které na něj sestupují z vzdáleného předmětu, kde větší kbelík zachytí více fotonů, což má za následek více přijímaného světla v daném časovém období, což efektivně rozjasní obraz. To je důvod, proč se zornice vašich očí v noci zvětšují, aby se na sítnici dostalo více světla. Sbírací síla ve srovnání s lidským okem je čtvercový výsledek rozdělení apertury na průměr zornice pozorovatele , přičemž průměrný dospělý má průměr zornice 7 mm. Mladší lidé mají větší průměr, obvykle 9 mm, protože průměr zornice se s věkem zmenšuje. ${\ displaystyle P}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle D_ {p}}$

Příklad shromažďovací síly clony s 254 mm ve srovnání s průměrem dospělé zornice 7 mm je dán vztahem: ${\ Displaystyle P = \ left ({\ frac {D} {D_ {p}}} \ right)^{2} = \ left ({\ frac {254} {7}} \ right)^{2} \ přibližně 1316,7}$

Sběr světla lze mezi dalekohledy porovnávat porovnáním ploch obou různých otvorů. ${\ displaystyle A}$

Sběr světla u 10metrového dalekohledu je například 25krát větší než u 2metrového dalekohledu: ${\ Displaystyle p = {\ frac {A_ {1}} {A_ {2}}} = {\ frac {\ pi 5^{2}} {\ pi 1^{2}}} = 25}$

Pro průzkum v dané oblasti je zorné pole stejně důležité jako síla získávající surové světlo. Průzkumné teleskopy, jako je Large Synoptic Survey Telescope, se snaží spíše maximalizovat součin zrcadlové plochy a zorného pole (nebo etendue ) než samotné schopnosti shromažďování surového světla.

Zvětšení

Zvětšení pomocí dalekohledu způsobí, že se objekt bude zdát větší a zároveň omezí zorné pole. Zvětšení je často zavádějící jako optická síla dalekohledu, jeho charakteristika je nejvíce nepochopeným termínem používaným k popisu pozorovatelného světa. Při větším zvětšení se kvalita obrazu výrazně snižuje, použití Barlowova objektivu zvyšuje efektivní ohniskovou vzdálenost optického systému - znásobuje snížení kvality obrazu.

Podobné drobné efekty mohou být přítomny při použití hvězdných úhlopříček , protože světlo prochází množstvím čoček, které zvětšují nebo zmenšují efektivní ohniskovou vzdálenost. Kvalita obrazu obecně závisí na kvalitě optiky (čoček) a podmínkách sledování - nikoli na zvětšení.

Samotné zvětšení je omezeno optickými charakteristikami. S jakýmkoli dalekohledem nebo mikroskopem, mimo praktické maximální zvětšení, vypadá obraz větší, ale nezobrazuje žádné další detaily. K tomu dochází, když jsou nejjemnější detaily, které nástroj dokáže vyřešit, zvětšeny tak, aby odpovídaly nejjemnějším detailům, které oko vidí. Zvětšení nad toto maximum se někdy nazývá prázdné zvětšení .

Abyste z dalekohledu získali co nejvíce detailů, je důležité zvolit správné zvětšení pro pozorovaný objekt. Některé objekty vypadají nejlépe při nízkém výkonu, některé při vysokém výkonu a mnohé při mírném zvětšení. Pro zvětšení existují dvě hodnoty, minimální a maximální. K zachování stejné ohniskové vzdálenosti okuláru a zajištění stejného zvětšení dalekohledem lze použít okulár se širším zorným polem . Pro kvalitní dalekohled pracující v dobrých atmosférických podmínkách je maximální použitelné zvětšení omezeno difrakcí.

Vizuální

Vizuální zvětšení zorného pole dalekohledem lze určit ohniskovou vzdáleností dalekohledu dělenou ohniskovou vzdáleností (nebo průměrem) okuláru . Maximum je omezeno ohniskovou vzdáleností okuláru . ${\ displaystyle M}$ ${\ displaystyle f}$ ${\ displaystyle f_ {e}}$

Příklad vizuálního zvětšení pomocí dalekohledu s ohniskovou vzdáleností 1200 mm a okulárem 3 mm uvádí: ${\ displaystyle M = {\ frac {f} {f_ {e}}} = {\ frac {1200} {3}} = 400}$

Minimální

Na teleskopu je nejnižší použitelné zvětšení . Zvýšení jasu se sníženým zvětšením má limit související s něčím, čemu se říká výstupní pupila . Výstupní pupila je válec světla vycházejícího z okuláru, a proto je snížit zvětšení , tím větší je výstupní zornice . Minimum lze vypočítat vydělením otvoru dalekohledu průměrem výstupní pupily . Snížení zvětšení za tento limit nemůže zvýšit jas, v tomto limitu není přínos pro snížené zvětšení. Stejně tak výpočet výstupní pupily je dělením průměru clony a použitého vizuálního zvětšení . Minimum často nemusí být u některých dalekohledů dosažitelné, dalekohled s velmi dlouhou ohniskovou vzdáleností může vyžadovat okulár s delší ohniskovou vzdáleností, než je možné. ${\ displaystyle M_ {m}}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle D_ {ep}}$ ${\ displaystyle D_ {ep}}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle M}$

Příklad nejnižšího použitelného zvětšení s použitím clony 254 mm a výstupní pupily 7 mm uvádí :, zatímco průměr výstupní pupily pomocí clony 254 mm a zvětšení 36x je dán vztahem: ${\ displaystyle M_ {m} = {\ frac {D} {D_ {ep}}} = {\ frac {254} {7}} \ cca 36}$ ${\ displaystyle D_ {ep} = {\ frac {D} {M}} = {\ frac {254} {36}} \ cca 7}$

Optimální

Užitečnou referencí je:

U malých objektů s nízkým povrchovým jasem (například galaxie ) použijte mírné zvětšení.
U malých předmětů s vysokým povrchovým jasem (jako jsou planetární mlhoviny ) použijte velké zvětšení.
U velkých objektů bez ohledu na jas povrchu (například difúzní mlhoviny ) použijte nízké zvětšení, často v rozsahu minimálního zvětšení.

Pouze osobní zkušenost určuje nejlepší optimální zvětšení pro objekty, spoléhat se na pozorovací schopnosti a podmínky vidění.

Zorné pole

Zorné pole je rozsah pozorovatelného světa viděný v daném okamžiku pomocí nástroje (např. Dalekohledu nebo dalekohledu ) nebo pouhým okem. Existují různé výrazy zorného pole, což je specifikace okuláru nebo charakteristika určená kombinací okuláru a dalekohledu. Fyzický limit pochází z kombinace, kde FOV nelze vidět větší než definované maximum, kvůli difrakci optiky.

Zdánlivý

Zdánlivý FOV je pozorovatelný svět pozorovaný očním okulárem bez vložení do dalekohledu. Je omezena velikostí hlavně použitou v dalekohledu, obvykle u moderních dalekohledů o průměru 1,25 nebo 2 palce. Širší zorné pole může být použito k dosažení rozsáhlejšího pozorovatelného světa při stejném zvětšení ve srovnání s menším zorným úhlem bez kompromisů ve zvětšení. Všimněte si toho, že zvýšení FOV snižuje jasnost povrchu pozorovaného objektu, protože shromážděné světlo se šíří do více oblastí, v relativním vyjádření zvýšení pozorované oblasti úměrně snižuje jas povrchu, čímž se pozorovaný objekt ztlumí. Širokoúhlé okuláry FOV fungují nejlépe při nízkých zvětšeních s velkými clonami, kde je relativní velikost objektu viděna při vyšších srovnávacích standardech s minimálním zvětšením, což dává celkově jasnější obraz.

Skutečný

Skutečný FOV je pozorovatelný svět pozorovaný pomocí okuláru zasunutého do dalekohledu. Znát skutečné zorné pole okuláru je velmi užitečné, protože jej lze použít k porovnání toho, co je vidět okulárem, k tištěným nebo počítačovým hvězdicovým diagramům, které pomáhají identifikovat pozorované. Skutečný FOV je rozdělení zjevného FOV na zvětšení . ${\ displaystyle v_ {t}}$ ${\ displaystyle v_ {a}}$ ${\ displaystyle M}$

Příklad skutečného zorného pole pomocí okuláru s 52 ° zdánlivým zorným úhlem použitého při zvětšení 81,25x je dán vztahem: ${\ displaystyle v_ {t} = {\ frac {v_ {a}} {M}} = {\ frac {52} {81,25}} = 0,64^{\ circle}}$

Maximum

Max FOV je maximální užitečné skutečné zorné pole omezené optikou dalekohledu. Jedná se o fyzické omezení, kde zvýšení nad maximum zůstává na maximu. Max FOV je velikost hlavně přes ohniskovou vzdálenost dalekohledu převedená z radiánu na stupně. ${\ displaystyle v_ {m}}$ ${\ displaystyle B}$ ${\ displaystyle f}$

Příklad maximální FOV pomocí dalekohledu o velikosti hlavně 31,75 mm (1,25 palce ) a ohniskové vzdálenosti 1200 mm je dán vztahem: ${\ Displaystyle v_ {m} = B \ cdot {\ frac {\ frac {180} {\ pi}} {f}} \ cca 31,75 \ cdot {\ frac {57.2958} {1200}} \ cca 1,52^{\ cirkus}}$

Pozorování dalekohledem

Existuje mnoho vlastností optických dalekohledů a složitost pozorování pomocí jednoho může být skličujícím úkolem; zkušenosti a experimenty jsou hlavními přispěvateli k porozumění tomu, jak maximalizovat něčí pozorování. V praxi určují, jak se pozorování liší, pouze dvě hlavní vlastnosti dalekohledu: ohnisková vzdálenost a clona. Ty se týkají toho, jak optický systém vidí předmět nebo rozsah a kolik světla se nashromáždí očním okulárem . Okuláry dále určují, jak se změní zorné pole a zvětšení pozorovatelného světa.

Pozorovatelný svět

Pozorovatelný svět je to, co lze vidět pomocí dalekohledu. Při prohlížení objektu nebo dosahu může pozorovatel použít mnoho různých technik. Pochopení toho, co lze zobrazit a jak to zobrazit, závisí na zorném poli. Zobrazení objektu ve velikosti, která zcela odpovídá zornému poli, se měří pomocí dvou vlastností dalekohledu - ohniskové vzdálenosti a clony se zahrnutím okuláru s vhodnou ohniskovou vzdáleností (nebo průměrem). Porovnání pozorovatelného světa a úhlového průměru objektu ukazuje, kolik objektu vidíme. Vztah s optickým systémem však nemusí mít za následek vysoký jas povrchu . Nebeské objekty jsou často kvůli své obrovské vzdálenosti matné a detaily mohou být omezeny difrakcí nebo nevhodnými optickými vlastnostmi.

Vztah zorného pole a zvětšení

Hledání toho, co je možné vidět optickým systémem, začíná okulárem, který poskytuje zorné pole a zvětšení ; zvětšení je dáno dělením ohniskových vzdáleností dalekohledu a okuláru. Na příkladu amatérského dalekohledu, jako je newtonovský dalekohled s clonou 130 mm (5 ") a ohniskovou vzdáleností 650 mm (25,5 palce), se používá okulár s ohniskovou vzdáleností 8 mm a zjevným zorným úhlem 52 ° Zvětšení, při kterém je pozorovatelný svět viděn, je dáno:. Zorné pole vyžaduje zvětšení, které je formulováno jeho dělením na zjevné zorné pole:. Výsledné skutečné zorné pole je 0,64 °, což neumožňuje objekt, jako je mlhovina Orion , který se jeví jako eliptický s úhlovým průměrem 65 × 60 úhlových minut , aby byl viditelný přes celý dalekohled, kde je celá mlhovina v pozorovatelném světě. Používání takových metod může výrazně zvýšit něčí pozorovací potenciál zajišťující, že pozorovatelný svět může obsahovat celý objekt, nebo zda zvětšení nebo zmenšení zvětšení prohlíží objekt v jiném aspektu. ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle f}$ ${\ displaystyle d}$ ${\ displaystyle v_ {a}}$ ${\ displaystyle M = {\ frac {f} {d}} = {\ frac {650} {8}} = 81,25}$ ${\ displaystyle v_ {t}}$ ${\ displaystyle v_ {t} = {\ frac {v_ {a}} {M}} = {\ frac {52} {81,25}} = 0,64}$

Faktor jasu

Jasu povrchu v takové zvětšení výrazně snižuje, což má za následek mnohem stmívače vzhled. Stmívací vzhled má za následek menší vizuální detaily objektu. Podrobnosti, jako je hmota, prstence, spirálová ramena a plyny, mohou být před pozorovatelem zcela skryty, což poskytuje mnohem méně úplný pohled na předmět nebo dosah. Fyzika diktuje, že při teoretickém minimálním zvětšení dalekohledu je jasnost povrchu 100%. Prakticky však 100% jasu zabraňují různé faktory; mezi ně patří omezení dalekohledu (ohnisková vzdálenost, ohnisková vzdálenost okuláru atd.) a věk pozorovatele.

Věk hraje roli v jasu, protože přispívající faktor je zornice pozorovatele . S věkem se zornice přirozeně zmenšuje; obecně přijímaný mladý dospělý může mít zornici o průměru 7 mm, starší dospělý jen 5 mm a mladší osoba větší 9 mm. Minimální zvětšení může být vyjádřena jako rozdělením clony a zornice průměr dané: . Může být zřejmý problematický případ, kdy je dosaženo teoretického povrchového jasu 100%, protože požadovaná efektivní ohnisková vzdálenost optického systému může vyžadovat okulár s příliš velkým průměrem. ${\ displaystyle m}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle p}$ ${\ displaystyle m = {\ frac {D} {d}} = {\ frac {130} {7}} \ cca 18,6}$

Některé dalekohledy nemohou dosáhnout teoretického povrchového jasu 100%, zatímco některé dalekohledy toho mohou dosáhnout pomocí okuláru s velmi malým průměrem. Chcete-li zjistit, co okuláru je nutné získat minimálně zvětšení jeden může přeskupit zvětšovacího vzorec, kde je nyní rozdělení ohniskovou vzdálenost dalekohledu nad minimální zvětšení: . Okulár 35 mm je nestandardní velikost a nelze jej zakoupit; v tomto scénáři k dosažení 100% by bylo zapotřebí standardní vyráběný rozměr okuláru 40 mm. Protože má okulár větší ohniskovou vzdálenost než minimální zvětšení, do očí se nedostává množství zbytečného světla. ${\ displaystyle {\ frac {F} {m}} = {\ frac {650} {18.6}} \ cca 35}$

Výstupní žák

Limit pro zvýšení jasu povrchu při zmenšení zvětšení je výstupní pupila : světelný válec, který vyčnívá z okuláru na pozorovatele. Výstupní zornice se musí shodovat nebo musí mít menší průměr než jedna zornice, aby přijala úplné množství promítaného světla; větší výstupní pupila vede k promarněnému světlu. Výstupní pupila mohou být odvozeny s z rozdělení dalekohledu otvoru a minimální zvětšení , odvozené od: . Průměr zornice a výstupní pupily je téměř shodný, takže optický systém nevytváří zbytečné pozorovatelné světlo. 7 mm žák spadá mírně menšího než 100% jasu, kde jas povrch lze měřit z produktu z konstanty 2, druhou mocninou žáka , což vede k: . Omezením je zde průměr zornice; je to nešťastný výsledek a s věkem degraduje. Očekává se určitá pozorovatelná ztráta světla a snížení zvětšení nemůže zvýšit jas povrchu, jakmile systém dosáhne minimálního použitelného zvětšení, a proto je tento termín označován jako použitelný . ${\ displaystyle e}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle m}$ ${\ displaystyle e = {\ frac {D} {m}} = {\ frac {130} {18.6}} \ cca 7}$ ${\ displaystyle B}$ ${\ displaystyle p}$ ${\ Displaystyle B = 2*p^{2} = 2*7^{2} = 98}$

Tyto oči představují zmenšenou postavu lidského oka, kde 15 px = 1 mm, mají průměr zornice 7 mm. Obrázek A má průměr výstupní pupily 14 mm, což má pro astronomické účely za následek ztrátu světla 75%. Obrázek B má výstupní pupilu 6,4 mm, což umožňuje pozorovateli vnímat plných 100% pozorovatelného světla.

Měřítko obrázku

Při použití CCD k záznamu pozorování je CCD umístěn v ohniskové rovině. Měřítko obrazu (někdy nazývané měřítko desky ) je to, jak úhlová velikost pozorovaného objektu souvisí s fyzickou velikostí promítaného obrazu v ohniskové rovině

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

kde je měřítko obrazu, úhlová velikost pozorovaného objektu a fyzická velikost promítaného obrazu. Z hlediska ohniskové vzdálenosti je měřítko obrazu ${\ displaystyle i}$ ${\ Displaystyle \ alpha}$ ${\ displaystyle s}$

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

kde se měří v radiánech na metr (rad/m) a měří se v metrech. Normálně je udávána v jednotkách obloukových sekund na milimetr ("/mm). Pokud je tedy ohnisková vzdálenost měřena v milimetrech, měřítko obrazu je ${\ displaystyle i}$ ${\ displaystyle f}$ ${\ displaystyle i}$

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

Odvození této rovnice je poměrně jednoduché a výsledek je stejný pro reflektující nebo lámající teleskopy. Z koncepčního hlediska je však snazší odvodit to pomocí reflexního dalekohledu. Pokud je rozšířený objekt s úhlovou velikostí pozorován dalekohledem, pak díky zákonům odrazu a trigonometrie bude velikost obrazu promítaného na ohniskovou rovinu ${\ Displaystyle \ alpha}$

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

Proto bude měřítko obrazu (úhlová velikost objektu děleno velikostí promítaného obrazu)

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

a pomocí vztahu malého úhlu , když (Pozn. platí pouze v radiánech), získáme ${\ Displaystyle \ tan (a) \ cca a}$ ${\ Displaystyle a \ ll 1}$ ${\ displaystyle a}$

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

Nedokonalé obrázky

Žádný dalekohled nedokáže vytvořit dokonalý obraz. I kdyby reflektující dalekohled mohl mít dokonalé zrcadlo nebo refrakční dalekohled by mohl mít dokonalý objektiv, efektům difrakce clony se nelze vyhnout. Ve skutečnosti dokonalá zrcadla a dokonalé čočky neexistují, takže kromě difrakce clony je třeba vzít v úvahu i obrazové aberace . Aberace obrazu lze rozdělit na dvě hlavní třídy, monochromatické a polychromatické. V roce 1857 rozložil Philipp Ludwig von Seidel (1821–1896) jednobarevné aberace prvního řádu na pět aberací. Nyní jsou běžně označovány jako pět Seidelových aberací.

Pět Seidelových aberací

Sférická aberace: Rozdíl v ohniskové vzdálenosti mezi paraxiálními paprsky a okrajovými paprsky, úměrný čtverci průměru objektivu.
Kóma: Vada, ve které se body objevují jako komety podobné asymetrické světelné skvrny s ocasy, což činí měření velmi nepřesným. Jeho velikost je obvykle odvozena z optické sinusové věty .
Astigmatismus: Obraz bodu tvoří ohniskové čáry na sagitálním a tangentovém ohnisku a mezi nimi (při absenci komatu) eliptický tvar.
Zakřivení pole: Tyto Petzval zakřivení pole znamená, že obraz, místo leží v rovině, ve skutečnosti leží na zakřivené ploše, je popsáno jako dutý nebo kulatá. To způsobuje problémy při použití plochého zobrazovacího zařízení, například fotografické desky nebo obrazového snímače CCD.
Zkreslení: Buď hlaveň, nebo poduška, radiální zkreslení, které je třeba opravit při kombinování více snímků (podobně jako spojování více fotografií do panoramatické fotografie ).

Optické vady jsou vždy uvedeny ve výše uvedeném pořadí, protože to vyjadřuje jejich vzájemnou závislost jako aberace prvního řádu prostřednictvím pohybů výstupních/vstupních zornic. První Seidelova aberace, sférická aberace, je nezávislá na poloze výstupní pupily (protože je stejná pro axiální a extraaxiální tužky). Druhý, koma, se mění v závislosti na vzdálenosti zornice a sférické aberaci, a proto je známým výsledkem, že je nemožné opravit kóma v čočce prosté sférické aberace jednoduchým pohybem zornice. Podobné závislosti ovlivňují zbývající aberace v seznamu.

Chromatické aberace

Porovnání ideálního obrazu prstenu (1) a obrazů pouze s axiální (2) a pouze příčnou (3) chromatickou aberací

Podélná chromatická aberace : Stejně jako u sférické aberace je to stejné pro axiální a šikmé tužky.

Příčná chromatická aberace (chromatická aberace zvětšení)

Astronomické teleskopy

Dva ze čtyř jednotka dalekohledů, které tvoří ESO je VLT , na vzdáleném vrcholu hory, 2600 metrů nad mořem v chilské poušti Atacama.

Optické dalekohledy byly použity v astronomickém výzkumu od doby jejich vynálezu na počátku 17. století. V průběhu let bylo zkonstruováno mnoho typů v závislosti na optické technologii, jako je lom a odražení, povaha světla nebo objektu, který je zobrazován, a dokonce i tam, kde jsou umístěny, například vesmírné teleskopy . Některé jsou klasifikovány podle úkolů, které provádějí, jako jsou sluneční dalekohledy .

Velké reflektory

Téměř všechny velké astronomické dalekohledy pro výzkum jsou reflektory. Některé důvody jsou:

V čočce musí být celý objem materiálu bez nedokonalostí a nehomogenit, zatímco v zrcadle musí být dokonale vyleštěn pouze jeden povrch.
Světlo různých barev cestuje jiným médiem než vakuem při různých rychlostech. To způsobuje chromatickou aberaci .
Reflektory pracují v širším spektru světla, protože určité vlnové délky jsou absorbovány při průchodu skleněnými prvky, jako jsou ty, které se nacházejí v refraktoru nebo katadioptriku.
Při výrobě a manipulaci s čočkami s velkým průměrem existují technické potíže. Jedním z nich je, že všechny skutečné materiály klesají gravitací. Čočku lze držet pouze za její obvod. Zrcadlo, na druhé straně, může být podepřeno celou stranou naproti jeho odrážející se tváři.

Porovnání nominálních velikostí primárních zrcadel některých pozoruhodných optických teleskopů

Většina velkých výzkumných reflektorů pracuje v různých ohniskových rovinách, v závislosti na typu a velikosti používaného nástroje. Patří sem hlavní ohnisko hlavního zrcadla, cassegrainovo ohnisko (světlo se odrazilo zpět dolů za primární zrcátko) a dokonce i vně dalekohledu dohromady (například zaostření Nasmyth a coudé ).

Nová éra výroby dalekohledů byla zahájena dalekohledem MMT ( Multiple Mirror Telescope ) se zrcadlem složeným ze šesti segmentů syntetizujících zrcadlo o průměru 4,5 metru . To bylo nyní nahrazeno jediným 6,5 m zrcadlem. Po jeho příkladu následovaly teleskopy Keck s 10 m segmentovanými zrcátky.

Největší současné pozemní teleskopy mají primární zrcadlo o průměru 6 až 11 metrů. V této generaci dalekohledů je zrcadlo obvykle velmi tenké a je udržováno v optimálním tvaru řadou ovladačů (viz aktivní optika ). Tato technologie přinesla nový design pro budoucí dalekohledy o průměru 30, 50 a dokonce 100 metrů.

Harlan J. Smith dalekohled odrážející dalekohled na McDonald Observatory , Texas

Nedávno byly vyvinuty relativně levné, sériově vyráběné ~ 2 metrové teleskopy, které mají významný dopad na astronomický výzkum. Ty umožňují nepřetržité sledování mnoha astronomických cílů a průzkum velkých oblastí oblohy. Mnohé z nich jsou robotické teleskopy , počítačem řízené přes internet (viz například na Liverpool dalekohled a Faulkes Telescope sever a jih ), což umožňuje automatizované sledování astronomických událostech.

Detektor používaný v dalekohledech byl zpočátku lidské oko . Později zaujala místo senzibilizovaná fotografická deska a byl zaveden spektrograf , který umožňoval shromažďování spektrálních informací. Poté, co byla fotografická deska zdokonalena, byly po sobě jdoucí generace elektronických detektorů, jako je zařízení s nábojovou vazbou (CCD), každý s větší citlivostí a rozlišením a často s širším pokrytím vlnových délek.

Současné výzkumné teleskopy mají na výběr několik nástrojů, například:

imagery, různých spektrálních reakcí
spektrografy, užitečné v různých oblastech spektra
polarimetry, které detekují polarizaci světla .

Fenomén optické difrakce nastavuje hranici rozlišení a kvality obrazu, které může dalekohled dosáhnout, což je efektivní oblast disku Airy , která omezuje, jak blízko mohou být umístěny dva takové disky. Tento absolutní limit se nazývá difrakční limit (a může být aproximován Rayleighovým kritériem , Dawesovým limitem nebo Sparrowovým rozlišovacím limitem ). Tento limit závisí na vlnové délce studovaného světla (takže limit pro červené světlo přichází mnohem dříve než limit pro modré světlo) a na průměru zrcadla dalekohledu. To znamená, že dalekohled s určitým průměrem zrcadla může teoreticky vyřešit až do určité hranice na určité vlnové délce. U konvenčních dalekohledů na Zemi není limit difrakce relevantní pro dalekohledy větší než asi 10 cm. Místo toho limit vidění určuje vidění nebo rozmazání způsobené atmosférou. Ale v prostoru, nebo pokud je použita adaptivní optika , je někdy možné dosáhnout difrakčního limitu. V tomto okamžiku, je -li na této vlnové délce zapotřebí většího rozlišení, je třeba vybudovat širší zrcadlo nebo provést syntézu clony pomocí řady blízkých dalekohledů.

V posledních letech byla vyvinuta řada technologií k překonání zkreslení způsobených atmosférou na pozemských teleskopech s dobrými výsledky. Podívejte se na adaptivní optiku , skvrnité zobrazování a optickou interferometrii .

Viz také

Reference

externí odkazy

Média související s optickými teleskopy na Wikimedia Commons

Languages

In other projects