Оптический телескоп

Телескоп для наблюдений в видимом свете

Большой бинокулярный телескоп в Международной обсерватории Маунт-Грэм в Аризоне использует два изогнутых зеркала для сбора света.

Оптический телескоп — это телескоп , который собирает и фокусирует свет в основном из видимой части электромагнитного спектра , чтобы создать увеличенное изображение для прямого визуального осмотра, сделать фотографию или собрать данные с помощью электронных датчиков изображения .

Существует три основных типа оптических телескопов:

• Телескопы-рефракторы , в которых используются линзы и реже призмы ( диоптрики ).
• Телескопы-рефлекторы , в которых используются зеркала ( катоптрики ).
• Катадиоптрические телескопы , сочетающие в себе линзы и зеркала.

Способность оптического телескопа разрешать мелкие детали напрямую связана с диаметром (или апертурой ) его объектива (основной линзы или зеркала, которое собирает и фокусирует свет), а его светосила связана с площадью объектива. Чем больше объектив, тем больше света собирает телескоп и тем более мелкие детали он разрешает.

Люди используют оптические телескопы (включая монокуляры и бинокли ) для занятий на свежем воздухе , таких как наблюдательная астрономия , орнитология , лоцманство , охота и разведка , а также для занятий в помещении или полуна открытом воздухе, таких как просмотр представлений и зрелищных спортивных состязаний .

История

Телескоп – это скорее открытие мастеров-оптиков, чем изобретение ученого. ^{[1] [2]} Линза и свойства преломления и отражения света были известны с античных времен , а теория их работы была разработана древнегреческими философами , сохранена и расширена в средневековом исламском мире и достигла значительного развития. развитое состояние ко времени изобретения телескопа в Европе раннего Нового времени . ^{[3] [4]} Но самым значительным шагом, упомянутым в изобретении телескопа, было развитие производства линз для очков , ^{[2] [5] [6]} сначала в Венеции и Флоренции в тринадцатом веке, ^[7] и позже в центрах зрелищности 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 Липпершей , а несколько недель спустя последовали заявления Якоба Метиуса и третьего неизвестного заявителя, что они тоже знали об этом «искусстве». ^[9]

Слухи об изобретении быстро распространились, и Галилео Галилей , узнав об устройстве, в течение года создал собственную улучшенную конструкцию и первым опубликовал астрономические результаты с использованием телескопа. ^[10] В телескопе Галилея использовалась выпуклая линза объектива и вогнутая глазная линза , конструкция теперь называется телескопом Галилея . Иоганн Кеплер предложил усовершенствование конструкции ^[11] , в котором использовался выпуклый окуляр , часто называемый телескопом Кеплера .

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

В телескопах-рефлекторах , в которых вместо объектива используется изогнутое зеркало , теория предшествовала практике. Теоретическая основа поведения изогнутых зеркал, аналогичных линзам, вероятно, была заложена Альхазеном , теории которого были широко распространены в латинских переводах его работ. ^[13] Вскоре после изобретения телескопа-рефрактора Галилей, Джованни Франческо Сагредо и другие, вдохновленные своими знаниями о том, что изогнутые зеркала имеют свойства, подобные линзам, обсудили идею создания телескопа, использующего зеркало в качестве объектива, формирующего изображение. . ^[14] Потенциальные преимущества использования параболических зеркал (в первую очередь уменьшение сферической аберрации с устранением хроматической аберрации ) привели к появлению нескольких предложенных конструкций телескопов-рефлекторов, ^[15] наиболее известная из которых была опубликована в 1663 году Джеймсом Грегори и дошла до можно было бы назвать григорианским телескопом , ^{[16] [17]} , но никаких рабочих моделей построено не было. Исааку Ньютону обычно приписывают создание первых практических телескопов-рефлекторов, ньютоновского телескопа , в 1668 году ^[18], хотя из-за сложности их конструкции и плохих характеристик используемых металлических зеркал зеркала потребовалось более 100 лет, чтобы рефлекторы стали популярными. . Многие достижения в области телескопов-рефлекторов включали совершенствование 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 использовать большие диаметры. и активная оптика для компенсации гравитационной деформации. Новшеством середины 20-го века стали катадиоптрические телескопы, такие как камера Шмидта , в которой в качестве основных оптических элементов используются как линза (корректорная пластина), так и зеркало, в основном используемые для получения изображений в широком поле зрения без сферической аберрации. ^{[ нужна цитата ]}

В конце 20-го века была разработана адаптивная оптика и космические телескопы , позволяющие преодолеть проблемы астрономического зрения . ^{[ нужна цитата ]}

Революция в электронике начала 21-го века привела к разработке в 2010-х годах телескопов, подключенных к компьютеру, которые позволяют непрофессиональным наблюдателям за небом наблюдать звезды и спутники с использованием относительно недорогого оборудования, используя преимущества цифровых астрофотографических методов , разработанных профессиональными астрономами по сравнению с предыдущими годами. десятилетия. Для проведения астрономических наблюдений с телескопов требуется электронное соединение с компьютером ( смартфоном , планшетом или ноутбуком) . Цифровая технология позволяет объединять несколько изображений, вычитая при этом шумовую составляющую наблюдения, создавая изображения объектов Мессье и слабых звезд такой же тусклой, как видимая звездная величина 15, с помощью оборудования потребительского уровня. ^{[21] [22]}

Принципы

Основная схема заключается 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 фокальную плоскость, где он образует реальное изображение (5). Это изображение можно записать или просмотреть через окуляр (2), который действует как увеличительное стекло . Глаз (3) затем видит перевернутое, увеличенное виртуальное изображение (6) объекта.

Схема кеплеровского телескопа-рефрактора . Стрелка (4) представляет собой (условное) представление исходного изображения; стрелка (5) — перевернутое изображение в фокальной плоскости; стрелка (6) — это виртуальный образ, формирующийся в зрительной сфере зрителя. Красные лучи образуют середину стрелки; два других набора лучей (каждый черный) образуют голову и хвост.

Перевернутые изображения

Большинство конструкций телескопов создают перевернутое изображение в фокальной плоскости; их называют инвертирующими телескопами . Фактически, изображение одновременно перевернуто и перевернуто слева направо, так что в целом оно повернуто на 180 градусов от ориентации объекта. В астрономических телескопах повернутый вид обычно не корректируется, поскольку это не влияет на использование телескопа. Однако диагональ зеркала часто используется для размещения окуляра в более удобном месте для просмотра, и в этом случае изображение является прямым, но все же перевернутым слева направо. В наземных телескопах, таких как зрительные трубы , монокуляры и бинокли , для корректировки ориентации изображения используются призмы (например, призмы Порро ) или переключающая линза между объективом и окуляром. Существуют конструкции телескопов, которые не дают перевернутое изображение, например рефрактор Галилея и рефлектор Григориана . Их называют монтажными телескопами .

Варианты дизайна

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

Характеристики

Восьмидюймовый телескоп-рефрактор в Космическом и научном центре Шабо

Технические характеристики конструкции связаны с характеристиками телескопа и его оптическими характеристиками. Некоторые свойства технических характеристик могут меняться в зависимости от оборудования или аксессуаров, используемых с телескопом; такие как линзы Барлоу , звездчатые диагонали и окуляры . Эти сменные аксессуары не изменяют характеристики телескопа, однако они изменяют способ функционирования свойств телескопа, обычно увеличение , видимое поле зрения (FOV) и фактическое поле зрения.

Поверхностная разрешимость

Наименьшая разрешаемая площадь поверхности объекта, наблюдаемая в оптический телескоп, представляет собой ограниченную физическую 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. Известный способ выразить эту характеристику — это разрешаемая способность таких объектов, как лунные кратеры или солнечные пятна. Выражение с использованием формулы определяется как удвоенная разрешающая способность по диаметру апертуры, умноженная на диаметр объекта, умноженная на константу, разделенная на видимый диаметр объекта . ^{[23] [24]} ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle D_{ob}}$ ${\displaystyle \Phi }$ ${\displaystyle D_{a}}$

Разрешающая способность определяется на основе длины волны в той же единице измерения, что и апертура; где 550 нм в мм определяется по формуле: . ${\displaystyle R}$ ${\displaystyle {\lambda }}$ ${\displaystyle R={\frac {\lambda }{10^{6}}}={\frac {550}{10^{6}}}=0.00055}$
Константа получается из радиан в той же единице измерения, что и видимый диаметр объекта ; где видимый диаметр Луны в радианах в угловых секундах 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 за Луной на длине волны 550 нм : ${\displaystyle F={\frac {{\frac {2R}{D}}\cdot D_{ob}\cdot \Phi }{D_{a}}}={\frac {{\frac {2\cdot 0.00055}{130}}\cdot 3474.2\cdot 206265}{1878}}\approx 3.22}$

Единица измерения диаметра объекта дает наименьшие разрешаемые элементы в этой единице. В приведенном выше примере они аппроксимированы в километрах, в результате чего наименьшие разрешимые лунные кратеры имеют диаметр 3,22 км. Космический телескоп «Хаббл» имеет апертуру главного зеркала 2400 мм, что обеспечивает поверхностную разрешаемость лунных кратеров диаметром 174,9 метра или солнечных пятен диаметром 7365,2 км.

Угловое разрешение

Не принимая во внимание размытие изображения из-за турбулентности в атмосфере ( атмосферное зрение ) и оптических недостатков телескопа, угловое разрешение оптического телескопа определяется диаметром главного зеркала или линзы, собирающей свет (также называемой его «апертурой»). .

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

${\displaystyle \sin(\alpha _{R})=1.22{\frac {\lambda }{D}}}$

где длина волны и 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 немного 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 условиях чем больше апертура, тем лучше угловое разрешение. Разрешение не определяется максимальным увеличением (или «силой») телескопа. Телескопы, продаваемые с высокими значениями максимальной мощности, часто дают плохие изображения.

Для больших наземных телескопов разрешение ограничено видимостью атмосферы . Этот предел можно преодолеть, разместив телескопы над атмосферой, например, на вершинах высоких гор, на воздушных шарах и высоколетящих самолетах или в космосе . Пределы разрешения также можно преодолеть с помощью адаптивной оптики , спекл-изображений или удачных изображений для наземных телескопов.

В последнее время стало практичным осуществлять синтез апертуры с помощью решеток оптических телескопов. Изображения с очень высоким разрешением можно получить с помощью групп небольших телескопов, расположенных на большом расстоянии друг от друга, связанных между собой тщательно контролируемыми оптическими путями, но эти интерферометры можно использовать только для получения изображений ярких объектов, таких как звезды, или измерения ярких ядер активных галактик .

Фокусное расстояние и фокусное соотношение

Фокусное расстояние оптической системы является мерой того , насколько сильно система сходится или расходится свет . Для оптической системы в воздухе это расстояние, на котором первоначально коллимированные лучи фокусируются. Система с более коротким фокусным расстоянием имеет большую оптическую силу , чем система с большим фокусным расстоянием; то есть он сильнее изгибает лучи , фокусируя их на меньшем расстоянии. В астрономии число f обычно называют фокусным расстоянием, обозначаемым как . Фокусное отношение телескопа определяется как фокусное расстояние объектива , деленное на его диаметр или на диаметр апертурной диафрагмы в системе. Фокусное расстояние определяет поле зрения инструмента и масштаб изображения, которое представляется в фокальной плоскости окуляру , пленочной пластинке или ПЗС-матрице . ${\displaystyle N}$ ${\displaystyle f}$ ${\displaystyle D}$

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

О больших численно фокусных отношениях говорят, что они длинные или медленные . Маленькие числа короткие или быстрые . Не существует четких границ для определения того, когда использовать эти термины, и человек может учитывать свои собственные стандарты определения. Среди современных астрономических телескопов любой телескоп с фокусным соотношением 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 аберраций вдали от центра поля зрения и, как правило, более требовательны к конструкции окуляров, чем более медленные. Быстрая система часто требуется для практических целей в астрофотографии с целью сбора большего количества фотонов за заданный период времени, чем более медленная система, что позволяет при съемке с замедленной съемкой быстрее обрабатывать результат.

Широкоугольные телескопы (такие как астрографы ) используются для отслеживания спутников и астероидов , для исследования космических лучей и для астрономических исследований неба. Уменьшить оптические аберрации в телескопах с низким отношением f труднее , чем в телескопах с большим отношением f.

Светособирающая способность

Телескоп Keck II собирает свет с помощью 36 сегментированных шестиугольных зеркал, образуя главное зеркало с апертурой 10 м (33 фута).

Светосила оптического телескопа, также называемая светосилой или усилением апертуры, — это способность телескопа собирать гораздо больше света, чем человеческий глаз. Его способность собирать свет, вероятно, является его самой важной особенностью. Телескоп действует как световой контейнер , собирая все фотоны, падающие на него от удаленного объекта, где больший контейнер улавливает больше фотонов , что приводит к получению большего количества света за определенный период времени, эффективно осветляя изображение. Вот почему ночью зрачки глаз расширяются, и больше света достигает сетчатки. Собирающая способность по сравнению с человеческим глазом представляет собой квадратичный результат деления апертуры на диаметр зрачка наблюдателя ^{[23] [24]} при диаметре зрачка среднего взрослого человека 7 мм. У молодых людей диаметр зрачка больше, обычно он составляет 9 мм, поскольку с возрастом диаметр зрачка уменьшается. ${\displaystyle P}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle D_{p}}$

Пример собирающей способности апертуры диаметром 254 мм по сравнению с диаметром зрачка взрослого, составляющим 7 мм, представлен следующим образом: ${\displaystyle P=\left({\frac {D}{D_{p}}}\right)^{2}=\left({\frac {254}{7}}\right)^{2}\approx 1316.7}$

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

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

Для съемки определенной области поле зрения так же важно, как и мощность сбора необработанного света. Обзорные телескопы, такие как Большой синоптический обзорный телескоп, пытаются максимизировать произведение площади зеркала и поля зрения (или удлинения ), а не только способность собирать необработанный свет.

Увеличение

Увеличение через телескоп заставляет объект казаться больше, ограничивая при этом поле зрения. Увеличение часто вводит в заблуждение, как и оптическая сила телескопа. Его характеристика — это наиболее неправильно понимаемый термин, используемый для описания наблюдаемого мира. ^{[ нужны разъяснения ]} При большем увеличении качество изображения значительно снижается, использование линзы Барлоу увеличивает эффективное фокусное расстояние оптической системы — многократно снижает качество изображения.

Подобные незначительные эффекты могут наблюдаться 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. В любом телескопе или микроскопе, за пределами практического максимального увеличения, изображение выглядит больше, но не содержит больше деталей. Это происходит, когда мельчайшие детали, которые может разрешить прибор, увеличиваются до уровня мельчайших деталей, видимых глазом. Увеличение сверх этого максимума иногда называют пустым увеличением .

Чтобы получить максимальную детализацию телескопа, очень важно выбрать правильное увеличение для наблюдаемого объекта. Некоторые объекты лучше всего видны при малом увеличении, некоторые при большом увеличении и многие при умеренном увеличении. Существует два значения увеличения: минимальное и максимальное. Окуляр с более широким полем зрения можно использовать, чтобы сохранить то же фокусное расстояние окуляра, обеспечивая при этом такое же увеличение телескопа. Для телескопа хорошего качества, работающего в хороших атмосферных условиях, максимальное полезное увеличение ограничено дифракцией.

Визуальный

Визуальное увеличение поля зрения телескопа можно определить фокусным расстоянием телескопа, разделенным на фокусное расстояние (или диаметр) окуляра . ^{[23] [24]} Максимум ограничивается 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 : ${\displaystyle M={\frac {f}{f_{e}}}={\frac {1200}{3}}=400}$

Минимум

Телескоп имеет наименьшее полезное увеличение . Увеличение яркости при уменьшении увеличения имеет предел, связанный с так называемым выходным зрачком . Выходной зрачок — это цилиндр света, выходящего из окуляра, следовательно, чем меньше увеличение , 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 уменьшение увеличения не дает никаких преимуществ. Аналогичным образом, расчет выходного зрачка представляет собой деление диаметра апертуры и используемого визуального увеличения . Минимум часто может быть недостижим для некоторых телескопов; для телескопа с очень большим фокусным расстоянием может потребоваться окуляр с более длинным фокусным расстоянием , чем это возможно. ${\displaystyle M_{m}}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle D_{ep}}$ ${\displaystyle D_{ep}}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle M}$

Пример наименьшего полезного увеличения при использовании апертуры 254 мм и выходного зрачка 7 мм равен: , тогда как диаметр выходного зрачка при использовании апертуры 254 мм и 36-кратного увеличения определяется как: ${\displaystyle M_{m}={\frac {D}{D_{ep}}}={\frac {254}{7}}\approx 36}$ ${\displaystyle D_{ep}={\frac {D}{M}}={\frac {254}{36}}\approx 7}$

Оптимум

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 небольшое увеличение, часто в диапазоне минимального увеличения.

Только личный опыт определяет наилучшее оптимальное увеличение объектов, опираясь на навыки наблюдения и условия наблюдения.

Поле зрения

Поле зрения — это протяженность наблюдаемого мира, наблюдаемая в любой данный момент с помощью инструмента (например, телескопа или бинокля ) или невооруженным глазом. Существуют различные выражения поля зрения, которые являются характеристикой окуляра или характеристикой, определяемой комбинацией окуляра и телескопа. Физический предел возникает из-за комбинации, при которой поле зрения не может превышать определенный максимум из-за дифракции оптики.

Очевидный

Видимое поле зрения (обычно называемое AFOV) — это воспринимаемый угловой размер диафрагмы окуляра , обычно измеряемый в градусах . Это фиксированное свойство оптической конструкции окуляра: обычные коммерчески доступные окуляры предлагают диапазон видимых полей от 40° до 120°. Видимое поле зрения окуляра ограничено комбинацией диаметра диафрагмы окуляра и фокусного расстояния и не зависит от используемого увеличения.

В окуляре с очень широким видимым полем зрения наблюдатель может почувствовать, что вид через телескоп расширяется до его периферического зрения , создавая ощущение, что он больше не смотрит в окуляр или что он находится ближе к объекту. интерес, чем они есть на самом деле. Напротив, окуляр с узким видимым полем зрения может создавать ощущение просмотра через туннель или небольшое иллюминатор, при этом черная диафрагма окуляра занимает большую часть поля зрения наблюдателя.

Более широкое видимое поле зрения позволяет наблюдателю видеть большую часть интересующего объекта (то есть более широкое истинное поле зрения) без уменьшения для этого увеличения. Однако связь между истинным полем зрения, видимым полем зрения и увеличением не является прямой из-за увеличения характеристик искажения, которые коррелируют с более широкими видимыми полями зрения. Вместо этого как истинное поле зрения, так и видимое поле зрения являются следствием диаметра диафрагмы окуляра.

Видимое поле зрения отличается от истинного поля зрения, поскольку истинное поле зрения меняется с увеличением, а видимое поле зрения — нет. Более широкий ограничитель поля широкоугольного окуляра позволяет просматривать более широкую часть реального изображения , формируемого в фокальной плоскости телескопа, что влияет на расчетное истинное поле зрения.

Видимое поле зрения окуляра может влиять на общую яркость изображения, воспринимаемую глазом, поскольку видимый угловой размер диафрагмы поля будет определять, какая часть сетчатки наблюдателя освещается выходным зрачком , образованным окуляром. Однако видимое поле зрения не влияет на видимую поверхностную яркость (то есть яркость на единицу площади) объектов, содержащихся в поле зрения.

Истинный

Истинное поле зрения — это ширина того, что фактически видно через любую комбинацию окуляра и телескопа.

Существует две формулы для расчета истинного поля зрения:

1. Метод кажущегося поля зрения, определяемый как , где – истинное поле зрения, – видимое поле зрения окуляра, а – используемое увеличение. ^{[26] [27]} ${\displaystyle v_{t}={\frac {v_{a}}{M}}}$ ${\displaystyle v_{t}}$ ${\displaystyle v_{a}}$ ${\displaystyle M}$
2. Метод остановки поля окуляра, определяемый как , где – истинное поле зрения, – диаметр остановки поля окуляра в миллиметрах и – фокусное расстояние телескопа в миллиметрах. ^{[26] [27]} ${\displaystyle v_{t}={\frac {d_{f}}{f_{t}}}\times 57.3}$ ${\displaystyle v_{t}}$ ${\displaystyle d_{f}}$ ${\displaystyle f_{t}}$

Метод ограничения поля зрения окуляра более точен, чем метод видимого поля зрения, ^[27] , однако не все окуляры имеют легко определяемый диаметр поля зрения.

Максимум

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

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

Наблюдение в телескоп

У оптических телескопов много свойств, и сложность наблюдения с их помощью может оказаться непростой задачей; Опыт и экспериментирование вносят основной вклад в понимание того, как максимизировать свои наблюдения. На практике только два основных свойства телескопа определяют отличие наблюдения: фокусное расстояние и апертура. Они касаются того, как оптическая система видит объект или диапазон и сколько света собирается через окуляр окуляра . Окуляры также определяют, как изменяются поле зрения и увеличение наблюдаемого мира.

Наблюдаемый мир

Наблюдаемый мир — это то, что можно увидеть в телескоп. При просмотре объекта или диапазона наблюдатель может использовать множество различных методов. Понимание того, что и как можно просматривать, зависит от поля зрения. Просмотр объекта размером, который полностью помещается 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 бывают тусклыми из-за большого расстояния, а детализация может быть ограничена дифракцией или неподходящими оптическими свойствами.

Соотношение поля зрения и увеличения

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

Коэффициент яркости

Яркость поверхности при таком увеличении значительно снижается, в результате чего внешний вид становится гораздо более тусклым. Более тусклый внешний вид приводит к уменьшению визуальной детализации 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 подсказывает, что при теоретическом минимальном увеличении телескопа поверхностная яркость составляет 100%. Однако на практике различные факторы препятствуют достижению 100% яркости; к ним относятся ограничения телескопа (фокусное расстояние, фокусное расстояние окуляра и т. д.) и возраст наблюдателя.

Возраст играет роль в яркости, поскольку способствующим фактором является зрачок наблюдателя . С возрастом зрачок естественным образом уменьшается в диаметре; Общепринято, что у молодого человека диаметр зрачка может составлять 7 мм, у взрослого человека - всего 5 мм, а у молодого человека - больше - 9 мм. Минимальное увеличение можно выразить как деление диаметра апертуры и зрачка , определяемое следующим образом: . Проблемный случай может возникнуть при достижении теоретической поверхностной яркости 100%, поскольку требуемое 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%, тогда как некоторые телескопы могут достичь ее, используя окуляр очень малого диаметра. Чтобы найти, какой окуляр необходим для получения минимального увеличения, можно изменить формулу увеличения, где теперь она представляет собой деление фокусного расстояния телескопа на минимальное увеличение: . Окуляр 35 мм — нестандартный размер, его нельзя приобрести; в этом сценарии для достижения 100% потребуется стандартный размер окуляра 40 мм. Поскольку фокусное расстояние окуляра больше, чем минимальное увеличение, глаза не получают большого количества лишнего света. ${\displaystyle {\frac {F}{m}}={\frac {650}{18.6}}\approx 35}$

Выходной зрачок

Пределом увеличения поверхностной яркости при уменьшении увеличения является выходной зрачок : световой цилиндр, который проецирует окуляр на наблюдателя. Выходной зрачок должен соответствовать диаметру зрачка или быть меньше его, чтобы получать полное количество проецируемого света; выходной зрачок большего размера приводит к потере света. Выходной зрачок можно определить из деления апертуры телескопа и минимального увеличения , полученного по формуле: . Зрачок и выходной зрачок практически идентичны по диаметру, что позволяет избежать потери видимого света оптической системой. Зрачок диаметром 7 мм немного не достигает 100% яркости, при этом поверхностную яркость можно измерить как произведение константы 2 на площадь зрачка, что дает: . Ограничением здесь является диаметр зрачка; это неудачный результат, который ухудшается с возрастом. Ожидается некоторая наблюдаемая потеря света, и уменьшение увеличения не может увеличить яркость поверхности после того, как система достигла минимального полезного увеличения, поэтому этот термин называется «пригодным к использованию» . ${\displaystyle e}$ ${\displaystyle D}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle e={\frac {D}{m}}={\frac {130}{18.6}}\approx 7}$ ${\displaystyle B}$ ${\displaystyle p}$ ${\displaystyle B=2*p^{2}=2*7^{2}=98}$

Эти глаза представляют собой масштабированную фигуру человеческого глаза , где 15 пикселей = 1 мм, у них диаметр зрачка 7 мм. Рисунок А имеет диаметр выходного зрачка 14 мм, что для астрономических целей приводит к потере света на 75%. Рисунок B имеет выходной зрачок 6,4 мм, что позволяет наблюдателю воспринимать все 100% наблюдаемого света.

Масштаб изображения

При использовании ПЗС-матрицы для записи наблюдений ПЗС-матрица размещается в фокальной плоскости. Масштаб изображения (иногда называемый масштабом пластины ) — это то, как угловой размер наблюдаемого объекта связан 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), а измеряется в метрах. Обычно указывается в единицах угловых секунд 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 сделать, рассматривая телескоп-рефлектор. Если в телескоп наблюдать протяженный объект угловых размеров , то в силу законов отражения и тригонометрии размер изображения, проецируемого на фокальную плоскость, будет равен ${\displaystyle \alpha }$

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

Масштаб изображения (угловой размер объекта, разделенный на размер проецируемого изображения) будет равен

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

и используя соотношение малого угла , когда (обратите внимание, 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

Ни один телескоп не может сформировать идеальное изображение. Даже если бы телескоп-рефлектор мог иметь идеальное зеркало, а телескоп-рефрактор мог бы иметь идеальную линзу, эффекты апертурной дифракции неизбежны. В действительности идеальных зеркал и идеальных линз не существует, поэтому помимо апертурной дифракции необходимо учитывать аберрации изображения. Аберрации изображения можно разделить на два основных класса: монохроматические и полихроматические. В 1857 году Филипп Людвиг фон Зейдель (1821–1896) разложил монохроматические аберрации первого порядка на пять составляющих аберраций. Сейчас их обычно называют пятью аберрациями Зейделя.

Пять аберраций Зейделя

Сферическая аберрация

Разница фокусных расстояний между параксиальными лучами и краевыми лучами, пропорциональная квадрату диаметра объектива.

Кома

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

Астигматизм

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

Кривизна поля Петцваля

Кривизна поля Петцваля означает, что изображение не лежит в плоскости, а фактически лежит на искривленной поверхности, описываемой как полая или круглая. Это вызывает проблемы при использовании плоского устройства формирования изображения, например, фотопластинки или ПЗС-датчика изображения.

Искажение

Либо бочонок, либо подушечка для иголок — радиальное искажение, которое необходимо корректировать при объединении нескольких изображений (аналогично объединению нескольких фотографий в панорамное фото ).

Оптические дефекты всегда перечисляются в указанном выше порядке, поскольку это выражает их взаимозависимость в виде аберраций первого порядка за счет движений выходных/входных зрачков. Первая аберрация Зейделя, сферическая аберрация, не зависит от положения выходного зрачка (поскольку оно одинаково для аксиальных и экстрааксиальных карандашей). Вторая, кома, изменяется в зависимости от расстояния зрачка и сферической аберрации, отсюда и известный результат: невозможно исправить кому в линзе без сферической аберрации простым перемещением зрачка. Аналогичные зависимости влияют и на остальные аберрации в списке.

Хроматические аберрации

Сравнение идеального изображения кольца (1) и изображений только с осевой (2) и только поперечной (3) хроматической аберрацией

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

Поперечная хроматическая аберрация (хроматическая аберрация увеличения)

Астрономические исследовательские телескопы

Два из четырех телескопов, входящих в состав VLT ESO , расположены на отдаленной вершине горы, на высоте 2600 метров над уровнем моря в чилийской пустыне Атакама.

Оптические телескопы использовались в астрономических исследованиях со времени их изобретения в начале 17 века. Многие типы были созданы на протяжении многих лет в зависимости от оптических технологий, таких как преломление и отражение, природы света или отображаемого объекта и даже от того, где они размещены, например, космические телескопы . Некоторые из них классифицируются по задачам, которые они выполняют, например, солнечные телескопы .

Большие отражатели

Почти все крупные астрономические телескопы исследовательского уровня являются рефлекторами. Вот некоторые причины:

• В линзе весь объем материала должен быть свободен от дефектов и неоднородностей, тогда как в зеркале только одна поверхность должна быть идеально отполирована.
• Свет разных цветов распространяется не в вакууме, а в среде, отличной от вакуума, с разной скоростью. Это вызывает хроматическую аберрацию .
• Отражатели работают в более широком спектре света, поскольку определенные длины волн поглощаются при прохождении через стеклянные элементы, подобные тем, которые встречаются в рефракторах или катадиоптриках.
• Существуют технические трудности, связанные с производством и обращением с линзами большого диаметра. Один из них заключается в том, что все реальные материалы прогибаются под действием силы тяжести. Линзу можно держать только за периметр. Зеркало же может опираться на всю сторону, противоположную отражающей стороне.

Сравнение номинальных размеров главных зеркал некоторых известных оптических телескопов.

Большинство крупных 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 вниз за главным зеркалом) и даже внешний фокус телескопа (например, фокус Нэсмита и фокус Куде ). ^[28]

Новую эру в производстве телескопов открыл Многозеркальный телескоп (ММТ) с зеркалом, состоящим из шести сегментов, образующих зеркало диаметром 4,5 метра . Теперь его заменило одно зеркало высотой 6,5 м. Его примеру последовали телескопы Кека с 10-метровыми сегментными зеркалами.

Крупнейшие 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. Активная оптика ). Эта технология привела к появлению новых конструкций будущих телескопов диаметром 30, 50 и даже 100 метров.

Телескоп-рефлектор Харлана Дж. Смита в обсерватории Макдональд , Техас

Недавно были разработаны относительно дешевые, серийно выпускаемые телескопы размером ~2 метра, которые оказали значительное влияние на астрономические исследования. Они позволяют непрерывно наблюдать за многими астрономическими объектами и обследовать большие участки неба. Многие из них представляют собой роботизированные телескопы с компьютерным управлением через Интернет (см. , например , Ливерпульский телескоп и северный и южный телескопы Фолкса ), позволяющие автоматически отслеживать астрономические события.

Первоначально детектором , используемым в телескопах, был человеческий глаз . Позже ее место заняла сенсибилизированная фотографическая пластинка и был представлен спектрограф , позволяющий собирать спектральную информацию. После фотопластинки были усовершенствованы последующие поколения электронных детекторов, таких как устройства с зарядовой связью (ПЗС), каждый из которых имел большую чувствительность и разрешение, а часто и более широкий диапазон длин волн.

Современные исследовательские телескопы имеют несколько инструментов на выбор, таких как:

• имидж-сканеры с различными спектральными характеристиками
• спектрографы, полезные в разных областях спектра
• поляриметры, определяющие поляризацию света .

Явление оптической дифракции устанавливает предел разрешения и качества изображения, которого может достичь телескоп. Это эффективная площадь диска Эйри , которая ограничивает то, насколько близко можно разместить два таких диска. Этот абсолютный предел называется дифракционным пределом (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 гораздо раньше, чем предел для синего света) и от диаметра зеркала телескопа. Это означает, что телескоп с зеркалом определенного диаметра теоретически может разрешать до определенного предела на определенной длине волны. Для обычных телескопов на Земле дифракционный предел не имеет значения для телескопов размером более 10 см. Вместо этого видимость или размытие, вызванное атмосферой, устанавливает предел разрешения. Но в космосе или если использовать адаптивную оптику , то достижение дифракционного предела иногда возможно. На этом этапе, если на этой длине волны требуется большее разрешение, необходимо построить более широкое зеркало или выполнить синтез апертуры с использованием множества близлежащих телескопов.

В последние годы был разработан ряд технологий по преодолению искажений, вызванных атмосферой , на наземных телескопах, которые дали хорошие результаты. См. адаптивную оптику , спекл-изображения и оптическую интерферометрию .

Смотрите также

• Астрономия
• Астрофотография
• Изготовление любительского телескопа
• Маска Бахтинова
• Бинокль
• Маска Кэри
• Китайский гигантский телескоп будущего
• Глубина резкости
• Диплейдоскоп
• GOTO (матрица телескопов)
• Эффект глобуса
• Маска Хартмана
• История оптики
• Список оптических телескопов
• Список крупнейших оптических телескопов-рефлекторов (с зеркалами)
• Список крупнейших оптических телескопов-рефракторов (с линзами)
• Список крупнейших оптических телескопов в истории
• Список солнечных телескопов (для Солнца)
• Список космических телескопов
• Список типов телескопов

Рекомендации

1. galileo.rice.edu Проект Галилео > Наука > Телескоп Эла Ван Хелдена – «телескоп не был изобретением ученых; скорее, это было произведение искусства».
2. Фред Уотсон (2007). Ян Звездочёт: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 55. ИСБН 978-1-74176-392-8.
3. Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. стр. 25–29. ISBN 978-0-486-43265-6.
4. прогресс прослеживается через Роберта Гроссетесте Витело , Роджера Бэкона , через Иоганна Кеплера , округ Колумбия Линдберга, Теории видения от аль-Кинди до Кеплера, (Чикаго: Univ. of Chicago Pr., 1976), стр. 94–99.
5. galileo.rice.edu Проект Галилео > Наука > Телескоп Эла Ван Хелдена
6. Видение Возрождения от очков до телескопов Винсента Иларди, страница 210
7. galileo.rice.edu Проект Галилео > Наука > Телескоп Эла Ван Хелдена
8. Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. п. 27. ISBN 978-0-486-43265-6. (очки) изобретение, важный шаг в истории телескопа
9. Альберт Ван Хелден, Свен Дюпре, Роб ван Гент, Происхождение телескопа, Amsterdam University Press, 2010, страницы 3-4, 15
10. Альберт Ван Хелден, Свен Дюпре, Роб ван Гент, Происхождение телескопа, Amsterdam University Press, 2010, стр. 183
11. См. его книги Astronomiae Pars Optica и Dioptrice.
12. Сфаера - Питер Доллонд отвечает Джесси Рамсдену - Обзор событий изобретения ахроматического дублета с акцентом на роли Холла, Басса, Джона Доллонда и других.
13. Фред Уотсон (2007). Ян Звездочёт: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 108. ИСБН 978-1-74176-392-8.
14. Фред Уотсон (2007). Ян Звездочёт: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 109. ИСБН 978-1-74176-392-8.
15. в работах Бонавентуры Кавальери и Марина Мерсенна, среди прочих, есть конструкции телескопов-рефлекторов.
16. Фред Уотсон (2007). Ян Звездочёт: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 117. ИСБН 978-1-74176-392-8.
17. Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. п. 71. ИСБН 978-0-486-43265-6.
18. А. Руперт Холл (1996). Исаак Ньютон: авантюрист в мысли . Издательство Кембриджского университета. п. 67. ИСБН 978-0-521-56669-8.
19. Параболические зеркала использовались гораздо раньше, но Джеймс Шорт усовершенствовал их конструкцию. См. «Телескопы-отражатели (ньютоновского типа)». Астрономический факультет Мичиганского университета.
20. Серебрение было введено Леоном Фуко в 1857 году, см. madehow.com - Биографии изобретателей - Биография Жана-Бернара-Леона Фуко (1819–1868), а также применение долговечных алюминизированных покрытий на зеркалах-рефлекторах в 1932 году. Примеры страниц Бакича Глава 2 , Страница 3 «Джон Донован Стронг, молодой физик из Калифорнийского технологического института, был одним из первых, кто покрыл зеркало алюминием. Он сделал это путем термического вакуумного испарения. Первое зеркало, которое он алюминизировал в 1932 году, является самым ранним известный пример зеркала телескопа, покрытого этой технологией».
21. "Les télescopes Connectés débarquent. Эпизод 2/2: l'eVscope" [Подключенные телескопы приземляются. Эпизод 2/2: электроскоп]. Ciel & Espace (на французском языке). Французская ассоциация астрономии. Ноябрь 2018. Архивировано из оригинала 29 июня 2019 года . Проверено 29 июня 2019 г.
22. Биллингс, Ли (13 сентября 2018 г.). «Новый телескоп «возвращает небо» горожанам». Научный американец . Архивировано из оригинала 27 марта 2019 года . Проверено 29 июня 2019 г.
23. "Формулы телескопа". Обсерватория Сахара Скай. 3 июля 2012 г.
24. «Оптические формулы». Астрономический клуб Рюкю. 2 января 2012 г.
25. «Уравнения телескопа». РакетаМим. 17 ноября 2012 г.
26. «Простые формулы для владельца телескопа». Небо и телескоп . 20.11.2017 . Проверено 28 января 2022 г.
27. «Определите свое истинное поле зрения — советы по астрономии [книга]» . www.oreilly.com . Проверено 28 января 2022 г.
28. Ян С. Маклин (2008). Электронная визуализация в астрономии: детекторы и приборы. Springer Science & Business Media. п. 91. ИСБН 978-3-540-76582-0.

Внешние ссылки

• СМИ, связанные с оптическими телескопами, на Викискладе?
• Заметки о ЛЮБИТЕЛЬСКОЙ ТЕЛЕСКОПНОЙ ОПТИКЕ
• Онлайн математический калькулятор для телескопа
• Разрешение телескопа
• skyandtelescope.com – Что нужно знать (о телескопах)