Optik teleskop - Optical telescope

Büyük Binoküler Teleskop ışık toplamak için iki kavisli aynalar kullanır

Bir optik teleskop a, teleskop toplar ve bu odak ışık ağırlıklı görülebilir parçası elektromanyetik spektrumun bir oluşturmak için, büyütülmüş , doğrudan görsel muayene için görüntü bir hale getirmek için fotoğrafı veya elektronik aracılığıyla toplamak veri görüntü sensörü .

Üç ana optik teleskop türü vardır:

Optik bir teleskopun küçük ayrıntıları çözme yeteneği, doğrudan hedefinin çapıyla (veya açıklığıyla ) ( ışığı toplayan ve odaklayan birincil mercek veya ayna) ve ışık toplama gücü, hedefin alanıyla ilgilidir. Objektif ne kadar büyük olursa, teleskop o kadar fazla ışık toplar ve o kadar ince ayrıntıyı çözer.

İnsanlar (dahil optik teleskoplar kullanmaya monoculars ve dürbün için) açık hava aktiviteleri gibi gözlemsel astronomi , ornitoloji , pilotaj , avcılık ve keşif yanı sıra gibi kapalı / yarı açık hava etkinlikleri izlerken performans sanatları ve seyirci sporu .

Tarih

Teleskop, bir bilim adamının buluşundan çok optik ustalarının keşfidir. Lens ve ışık kırıcı ve ışığı yansıtma özelliklerinin beri bilinmektedir antik , ve işe yaradıkları konusunda teori antik tarafından geliştirilen Yunan , filozofların korunmuş ve genişletilmiş Ortaçağ İslam dünyasının ve saatine göre önemli ölçüde gelişmiş bir devlet ulaşmıştı Erken modern Avrupa'da teleskopun icadı . Ama en önemli adım teleskobun buluşta için objektif üretiminde gelişimini edildi gösterdi gözlüklerin onüçüncü yüzyılda ilk Venedik ve Floransa'da, ve daha sonra her iki gösteri yapma merkezlerinde Hollanda ve Almanya. 1608'de Hollanda'da, bir kırılma optik teleskopu tanımlayan ilk belgelerin , gözlük yapımcısı Hans Lippershey tarafından dosyalanan bir patent şeklinde su yüzüne çıktığı ve birkaç hafta sonra Jacob Metius ve üçüncü bir bilinmeyen başvuru sahibi tarafından ayrıca bu "sanatı" biliyordu.

Buluşun haberi hızla yayıldı ve Galileo Galilei , cihazı duyunca bir yıl içinde kendi gelişmiş tasarımlarını yaptı ve bir teleskop kullanarak astronomik sonuçları yayınlayan ilk kişi oldu. Galileo'nun teleskobu bir dışbükey objektif mercek ve bir içbükey göz merceği kullandı , şimdi bir tasarıma Galilean teleskopu deniyor . Johannes Kepler , genellikle Kepler Teleskobu olarak adlandırılan dışbükey bir mercek kullanan tasarımda bir iyileştirme önerdi .

Refraktörlerin geliştirilmesindeki bir sonraki büyük adım, 18. yüzyılın başlarında Kepler teleskoplarındaki renk sapmalarını o zamana kadar düzelten Akromatik merceğin ortaya çıkmasıydı - çok daha büyük hedeflere sahip çok daha kısa araçlara izin verdi.

İçin yansıtmalı teleskop bir kullanmak, kavisli ayna objektif lens yerine, teori pratik öncesinde. Merceklere benzer şekilde davranan kavisli aynaların teorik temeli , muhtemelen teorileri çalışmalarının Latince çevirilerinde geniş çapta yayılmış olan Alhazen tarafından kurulmuştur . Kırıcı teleskobun icadından kısa bir süre sonra, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo ve diğerleri, kavisli aynaların merceklere benzer özelliklere sahip olduğu bilgisinden yola çıkarak, görüntü oluşturma amacı olarak bir ayna kullanarak bir teleskop inşa etme fikrini tartıştılar. Kullanmanın potansiyel avantajları parabolik aynalar (öncelikle bir azalma Küresel anormalliğin giderilmesi ile renk sapması ) tarafından 1663 yılında yayınlanan en önemli olan teleskoplar yansıtan birkaç teklif edilen tasarımlar yol açtı James Gregory ve çağrılacak geldi Gregoryen teleskop , ancak çalışan modeller üretilmedi. Isaac Newton genel olarak ilk pratik yansıtmalı teleskopları, Newton teleskopunu 1668'de inşa etmekle tanınır, ancak yapım zorlukları ve kullanılan spekulum metal aynalarının zayıf performansı nedeniyle reflektörlerin popüler hale gelmesi 100 yıldan fazla sürdü. Yansıtıcı teleskoplardaki ilerlemelerin çoğu , 18. yüzyılda parabolik ayna üretiminin mükemmelliğini , 19. yüzyılda gümüş kaplı cam aynaları, 20. yüzyılda uzun ömürlü alüminyum kaplamaları, daha büyük çaplara izin vermek için parçalı aynaları ve telafi etmek için aktif optikleri içeriyordu . yerçekimi deformasyonu için 20. yüzyılın ortalarında bir yenilik, birincil optik elemanlar olarak hem bir lens (düzeltici plaka) hem de ayna kullanan ve esas olarak küresel sapma olmadan geniş alan görüntüleme için kullanılan Schmidt kamerası gibi katadioptrik teleskoplardı .

20. yüzyılın sonlarında astronomik görme sorunlarının üstesinden gelmek için uyarlanabilir optiklerin ve uzay teleskoplarının geliştirilmesine tanık olunmuştur .

21. yüzyılın başlarındaki elektronik devrimi, 2010'larda, profesyonel gökbilimciler tarafından önceki yıllarda geliştirilen dijital astrofotografik tekniklerden yararlanarak, profesyonel olmayan gökyüzü gözlemcilerinin nispeten düşük maliyetli ekipman kullanarak yıldızları ve uyduları gözlemlemelerine olanak tanıyan bilgisayar bağlantılı teleskopların geliştirilmesine yol açtı. . Teleskoplardan astronomik gözlemler yapmak için bir bilgisayara ( akıllı telefon , ped veya dizüstü bilgisayar) elektronik bir bağlantı gereklidir . Dijital teknolojinin sağlar gözlem gürültü bileşeni çıkarılarak, birden fazla görüntü istiflenmesine görüntülerini üreten Messier nesneleri ve soluk yıldızlı bir şekilde loş olarak belirgin büyüklük tüketici sınıf ekipman ile 15.

Prensipler

Temel şeması birincil ışık toplama elemanı, yani hedef (1) ( konveks lens ya da içbükey ayna , bir oluşturduğu yerde gelen ışığı toplamak için kullanılan), bir odak düzlemine uzak nesneye (4) gelen ışığı odaklar gerçek görüntü (5). Bu görüntü, bir büyüteç gibi davranan bir göz merceği (2) aracılığıyla kaydedilebilir veya izlenebilir . Göz (3) daha sonra cismin ters çevrilmiş büyütülmüş sanal görüntüsünü (6) görür .

Keplerian kırılma teleskobunun şeması . (4)'teki ok, orijinal görüntünün (kavramsal) bir temsilidir; (5)'teki ok, odak düzleminde ters çevrilmiş görüntüdür; (6)'daki ok, izleyicinin görsel alanında oluşan sanal görüntüdür. Kırmızı ışınlar okun orta noktasını oluşturur; diğer iki ışın kümesi (her biri siyah) başını ve kuyruğunu üretir.

Ters çevrilmiş görüntüler

Çoğu teleskop tasarımı, odak düzleminde ters çevrilmiş bir görüntü üretir; bunlara ters teleskoplar denir . Aslında, görüntü hem baş aşağı hem de soldan sağa ters çevrilir, böylece nesne yöneliminden tamamen 180 derece döndürülür. Astronomik teleskoplarda, teleskopun nasıl kullanıldığını etkilemediği için döndürülmüş görünüm normal olarak düzeltilmez. Bununla birlikte, göz merceğini daha uygun bir görüntüleme konumuna yerleştirmek için genellikle bir ayna köşegeni kullanılır ve bu durumda görüntü diktir, ancak yine de soldan sağa ters çevrilir. Noktalama dürbünleri , monokülerler ve dürbünler gibi karasal teleskoplarda , prizmalar (örn. Porro prizmalar ) veya objektif ile göz merceği arasında bir röle merceği görüntünün yönünü düzeltmek için kullanılır. Galilean refraktörü ve Gregoryen reflektörü gibi ters bir görüntü sunmayan teleskop tasarımları vardır . Bunlara kurmalı teleskoplar denir .

Tasarım çeşitleri

Birçok teleskop türü, optik yolu ikincil veya üçüncül aynalarla katlar veya yönlendirir. Bunlar optik tasarımın ayrılmaz bir parçası olabilir ( Newton teleskopu , Cassegrain reflektörü veya benzeri tipler) veya basitçe göz merceğini veya dedektörü daha uygun bir konuma yerleştirmek için kullanılabilir. Teleskop tasarımları, daha geniş bir görüş alanı üzerinde görüntü kalitesini iyileştirmek için özel olarak tasarlanmış ek lensler veya aynalar da kullanabilir.

özellikleri

Chabot Uzay ve Bilim Merkezi'nde sekiz inçlik kırılma teleskopu

Tasarım özellikleri, teleskopun özellikleri ve optik olarak nasıl performans gösterdiği ile ilgilidir. Spesifikasyonların bazı özellikleri, teleskopla birlikte kullanılan ekipman veya aksesuarlara göre değişebilir; gibi Barlow lens , yıldız çaprazlar ve eyepieces . Bu değiştirilebilir aksesuarlar, teleskopun özelliklerini değiştirmez, ancak teleskopun özelliklerinin, tipik olarak büyütme , görünen görüş alanı (FOV) ve gerçek görüş alanı gibi çalışma şeklini değiştirir .

Yüzey çözünürlüğü

Optik bir teleskopla görüldüğü gibi, bir nesnenin çözülebilir en küçük yüzey alanı, çözülebilen sınırlı fiziksel alandır. Açısal çözünürlüğe benzer , ancak tanımı farklıdır: nokta-ışık kaynakları arasında ayırma yeteneği yerine, çözülebilen fiziksel alanı ifade eder. Ay kraterleri veya Güneş lekeleri gibi özelliklerin çözülebilirliği, özelliği ifade etmenin bilinen bir yoludur . Formül kullanılarak ifade, açıklık çapının iki katı çözme gücünün çarpı nesne çapı ile çarpı sabitin tümü bölü nesnenin görünen çapı ile verilir .

Çözme gücü , açıklıkla aynı birimi kullanan dalga boyundan elde edilir ; burada 550 nm ila mm şu şekilde verilir: .
Sabit , radyandan nesnenin görünen çapıyla aynı birime türetilir ; nerede Ay'ın görünen çapı arasında radyan için arcsecs verilir: .

Ay'ı 550 nm dalga boyunda gözlemleyen 130 mm açıklığa sahip bir teleskop kullanan bir örnek şu şekilde verilmiştir:

Nesne çapında kullanılan birim, o birimde en küçük çözülebilir özelliklerle sonuçlanır. Yukarıdaki örnekte, bunlar kilometre cinsinden yaklaşık olarak verilmiş olup, çözülebilen en küçük Ay kraterlerinin çapı 3,22 km'dir. Hubble Uzay Teleskobu 174.9 çapında metre veya varlık Ay kraterler bir yüzey çözülebilirlikten sağlar 2400 mm'lik bir birincil ayna açıklığına sahiptir güneş lekelerini çapında 7365,2 km.

açısal çözünürlük

Atmosferdeki türbülans ( atmosferik görme ) ve teleskopun optik kusurları nedeniyle görüntünün bulanıklığını göz ardı ederek , bir optik teleskopun açısal çözünürlüğü , ışığı toplayan birincil aynanın veya merceğin ("açıklık" olarak da adlandırılır) çapı ile belirlenir. .

Rayleigh kriteri çözünürlük sınırı (içinde radyan ) ile verilir

burada bir dalga boyu ve açıklıktır. İçin görünür ışık ( de = 550 nm) küçük açılı yaklaşım , bu denklem yazılabilir:

Burada, çözünürlük sınırını ark saniyesi ve milimetre cinsinden ifade eder . İdeal durumda, bir çift ​​yıldız sisteminin iki bileşeni birbirinden biraz daha az olsa bile ayırt edilebilir . Bu Dawes limiti tarafından dikkate alınır.

Denklem, diğer her şey eşit olduğunda, açıklık ne kadar büyük olursa, açısal çözünürlüğün o kadar iyi olduğunu gösterir. Çözünürlük, bir teleskopun maksimum büyütmesi (veya "gücü") ile verilmez . Maksimum gücün yüksek değerleri verilerek pazarlanan teleskoplar genellikle zayıf görüntüler verir.

Yer tabanlı büyük teleskoplar için çözünürlük, atmosferik görme ile sınırlıdır . Bu sınır, teleskopları atmosferin üzerine, örneğin yüksek dağların zirvelerine, balonlara ve yüksekten uçan uçaklara veya uzaya yerleştirerek aşılabilir . Çözünürlük sınırları, adaptif optikler , benek görüntüleme veya yer tabanlı teleskoplar için şanslı görüntüleme ile de aşılabilir .

Son zamanlarda, optik teleskop dizileriyle açıklık sentezi yapmak pratik hale geldi . Çok yüksek çözünürlüklü görüntüler, dikkatlice kontrol edilen optik yollarla birbirine bağlanan geniş aralıklı daha küçük teleskop gruplarıyla elde edilebilir, ancak bu interferometreler yalnızca yıldızlar gibi parlak nesneleri görüntülemek veya aktif galaksilerin parlak çekirdeklerini ölçmek için kullanılabilir .

Odak uzaklığı ve odak oranı

Odak uzaklığı , bir bir optik sistem sistemi yakınsak veya ıraksamaktadır ne kadar güçlü bir ölçüsüdür ışık . Havadaki bir optik sistem için, başlangıçta hizalanmış ışınların bir odak noktasına getirildiği mesafedir . Daha kısa odak uzaklığına sahip bir sistem, uzun odak uzaklığına sahip bir sistemden daha fazla optik güce sahiptir; yani ışınları daha güçlü bir şekilde bükerek onları daha kısa bir mesafede odak haline getirir. Astronomi olarak, f-sayısı yaygın olarak ifade edilir odak oranı olarak notated . Odak oranı bir teleskop odak uzunluğu olarak tanımlanır , bir ait amacı çapı ile bölünmesiyle ya da sistem içinde bir açıklık durdurma çapıyla. Odak uzaklığı, cihazın görüş alanını ve odak düzleminde bir göz merceğine , film plakasına veya CCD'ye sunulan görüntünün ölçeğini kontrol eder .

Odak uzaklığı 1200 mm ve açıklık çapı 254 mm olan bir teleskop örneği şu şekilde verilmiştir:

Sayısal olarak büyük Odak oranlarının uzun veya yavaş olduğu söylenir . Küçük sayılar kısa veya hızlıdır . Bu terimlerin ne zaman kullanılacağını belirlemek için kesin çizgiler yoktur ve kişi kendi belirleme standartlarını dikkate alabilir. Çağdaş astronomik teleskoplar arasında, odak oranı f/12'den daha yavaş (büyük sayı) olan herhangi bir teleskop genellikle yavaş olarak kabul edilir ve odak oranı f/6'dan daha hızlı (daha küçük bir sayı) olan herhangi bir teleskop hızlı olarak kabul edilir. Daha hızlı sistemler genellikle görüş alanının merkezinden daha fazla optik sapmaya sahiptir ve genellikle daha yavaş olanlardan daha fazla mercek tasarımları gerektirir. Astrofotoğrafçılıkta , belirli bir zaman diliminde daha yavaş bir sistemden daha fazla foton toplamak amacıyla pratik amaçlar için genellikle hızlı bir sistem istenir ve zaman atlamalı fotoğrafçılığın sonucu daha hızlı işlemesine izin verir .

Geniş alanlı teleskoplar ( astrograflar gibi ), uyduları ve asteroitleri izlemek , kozmik ışın araştırmaları ve gökyüzünün astronomik araştırmaları için kullanılır. Düşük f oranlı teleskoplarda optik sapmaları azaltmak, daha büyük f oranlı teleskoplardan daha zordur .

Işık toplama gücü

Keck II teleskop toplar açıklık birinci ayna 10 m (33 ft) oluşturmak için 36 bölümlere ayrılmış altıgen aynalar kullanılarak ışık

Bir optik teleskopun ışık tutma veya açıklık kazancı olarak da adlandırılan ışık toplama gücü, bir teleskopun insan gözünden çok daha fazla ışık toplama yeteneğidir. Işık toplama gücü muhtemelen en önemli özelliğidir. Teleskop , uzak bir nesneden üzerine düşen tüm fotonları toplayan bir ışık kovası gibi davranır; burada daha büyük bir kova daha fazla foton yakalar ve belirli bir zaman diliminde daha fazla alınan ışıkla sonuçlanır ve görüntüyü etkin bir şekilde aydınlatır. Bu nedenle gözbebekleri geceleri büyür, böylece retinalara daha fazla ışık ulaşır. Bir insan gözüyle karşılaştırıldığında toplama gücü , açıklığın gözlemcinin göz bebeği çapına bölünmesinin kare sonucudur ve ortalama bir yetişkinin göz bebeği çapı 7 mm'dir. Gözbebeği çapı yaşla birlikte azaldığından, daha genç kişiler, tipik olarak 9 mm olduğu söylenen daha büyük çaplara sahiptir.

7 mm olan bir yetişkin göz bebeği çapına kıyasla 254 mm'lik bir açıklığın bir örnek toplama gücü şu şekilde verilmiştir:

Işık toplama gücü , iki farklı açıklığın alanları karşılaştırılarak teleskoplar arasında karşılaştırılabilir .

Örnek olarak, 10 metrelik bir teleskobun ışık toplama gücü, 2 metrelik bir teleskobun 25 katıdır:

Belirli bir alanın incelenmesi için görüş alanı, ham ışık toplama gücü kadar önemlidir. Büyük Sinoptik Tarama Teleskobu gibi tarama teleskopları, tek başına ham ışık toplama yeteneğinden ziyade ayna alanı ve görüş alanı (veya sonuç ) ürününü maksimize etmeye çalışır .

Büyütme

Bir teleskopla büyütme, FOV'u sınırlarken bir nesnenin daha büyük görünmesini sağlar. Büyütme genellikle teleskopun optik gücü olarak yanıltıcıdır, özelliği, gözlemlenebilir dünyayı tanımlamak için kullanılan en yanlış anlaşılan terimdir. Daha yüksek büyütmelerde görüntü kalitesi önemli ölçüde azalır, Barlow lens kullanımı optik sistemin etkin odak uzaklığını artırır—görüntü kalitesinde azalmayı çoğaltır.

Işık, etkin odak uzaklığını artıran veya azaltan çok sayıda mercekten geçtiğinden, yıldız köşegenleri kullanılırken benzer küçük etkiler mevcut olabilir . Görüntünün kalitesi genellikle optiklerin (lenslerin) kalitesine ve görüntüleme koşullarına bağlıdır, büyütmeye değil.

Büyütmenin kendisi optik özelliklerle sınırlıdır. Herhangi bir teleskop veya mikroskopla, pratik bir maksimum büyütmenin ötesinde, görüntü daha büyük görünür, ancak daha fazla ayrıntı göstermez. Cihazın çözebileceği en ince ayrıntı, gözün görebileceği en ince ayrıntıyla eşleşecek şekilde büyütüldüğünde oluşur. Bu maksimumun üzerindeki büyütmeye bazen boş büyütme denir .

Bir teleskoptan en fazla ayrıntıyı elde etmek için, gözlemlenen nesne için doğru büyütmeyi seçmek çok önemlidir. Bazı nesneler en iyi düşük güçte, bazıları yüksek güçte ve çoğu orta derecede büyütmede görünür. Büyütme için minimum ve maksimum olmak üzere iki değer vardır. Teleskop aracılığıyla aynı büyütmeyi sağlarken aynı mercek odak uzunluğunu korumak için daha geniş bir görüş alanı mercek kullanılabilir. İyi atmosferik koşullarda çalışan kaliteli bir teleskop için maksimum kullanılabilir büyütme kırınım ile sınırlıdır.

Görsel

Bir teleskop aracılığıyla görüş alanının görsel olarak büyütülmesi , teleskopun odak uzunluğunun göz merceğinin odak uzunluğuna (veya çapına) bölünmesiyle belirlenebilir . Maksimum, göz merceğinin odak uzunluğu ile sınırlıdır .

1200 mm odak uzaklığına ve 3 mm göz merceğine sahip bir teleskop kullanılarak görsel büyütme örneği şu şekilde verilmiştir:

Asgari

Bir teleskopta kullanılabilir en düşük büyütme vardır . Azaltılmış büyütme ile parlaklıktaki artışın, çıkış öğrencisi adı verilen bir şeyle ilgili bir sınırı vardır . Çıkış deliği dolayısıyla daha düşük, göz merceği üzerinden gelen ışık silindir olan büyütme , daha büyük bir çıkış pupili . Minimum değer , teleskop açıklığının çıkış gözbebeği çapına bölünmesiyle hesaplanabilir . Büyütmenin bu sınırı aşması parlaklığı artıramaz, bu sınırda büyütmenin azalmasının bir faydası yoktur. Benzer şekilde, çıkış gözbebeğinin hesaplanması, açıklık çapının ve kullanılan görsel büyütmenin bir bölümüdür . Minimuma bazı teleskoplarda ulaşılamayabilir, çok uzun odak uzaklığına sahip bir teleskop , mümkün olandan daha uzun odak uzaklığına sahip bir göz merceği gerektirebilir.

254 mm açıklık ve 7 mm çıkış gözbebeği kullanan en düşük kullanılabilir büyütme örneği şu şekilde verilmiştir: , 254 mm açıklık ve 36x büyütme kullanan çıkış göz bebeği çapı ise şu şekilde verilmiştir:

Optimum

Yararlı bir referans:

  • Düşük yüzey parlaklığına sahip küçük nesneler ( galaksiler gibi ) için orta derecede bir büyütme kullanın.
  • Yüksek yüzey parlaklığına sahip küçük nesneler ( gezegenimsi bulutsular gibi ) için yüksek büyütme kullanın.
  • Yüzey parlaklığından bağımsız olarak büyük nesneler için ( yaygın bulutsular gibi ), genellikle minimum büyütme aralığında düşük büyütme kullanın.

Yalnızca kişisel deneyim, nesneler için en iyi büyütmeyi, gözlem becerilerine ve görme koşullarına dayanarak belirler.

Görüş alanı

Görüş alanı, herhangi bir anda bir aletle (örneğin, teleskop veya dürbün ) veya çıplak gözle görülen gözlemlenebilir dünyanın kapsamıdır . Bir göz merceğinin özelliği veya bir mercek ve teleskop kombinasyonundan belirlenen bir özellik olmak üzere çeşitli görüş alanı ifadeleri vardır . Fiziksel bir limit , optiklerin kırınımı nedeniyle FOV'nin tanımlanmış bir maksimumdan daha büyük görüntülenemediği kombinasyondan türetilir .

görünen

Görünür FOV, bir teleskopa sokulmadan oküler bir mercek aracılığıyla gözlemlenen gözlemlenebilir dünyadır . Bir teleskopta kullanılan namlu boyutu ile sınırlıdır, genellikle çapı 1,25 veya 2 inç olan modern teleskoplarla. Büyütmeden ödün vermeden daha küçük bir FOV ile karşılaştırıldığında aynı büyütme verildiğinde daha geniş bir gözlemlenebilir dünya elde etmek için daha geniş bir FOV kullanılabilir. Not FOV düşürür arttıran yüzey parlaklığı elde edilen hafif fazla bir alan üzerinde yayılmış olarak gözlemleyerek alanının arttırılması göreceli olarak, gözlemlenen bir nesnenin orantılı gözlenen nesne karartma yüzey parlaklığını azaltır. Geniş FOV göz mercekleri , bir nesnenin göreli boyutunun daha yüksek karşılaştırmalı standartlarda minimum büyütme ile görüntülendiği ve başlangıçta genel olarak daha parlak bir görüntü veren geniş diyafram açıklığına sahip düşük büyütmelerde en iyi sonucu verir.

NS

Gerçek FOV, bir teleskopa yerleştirilmiş bir oküler mercek aracılığıyla gözlemlenen gözlemlenebilir dünyadır . Gerçek FOV'yi bilerek eyepieces içinden görülüyor ne karşılaştırmak için kullanılabilir beri çok yararlıdır mercek basılı veya bilgisayarlı için yıldız çizelgeleri yardım görülmektedir tanımlamak ne olduğunu. Gerçek FOV belirgin FOV bölünmesi fazla büyütme .

81.25x büyütmede kullanılan 52° görünür FOV'a sahip bir mercek kullanan gerçek FOV örneği şu şekilde verilmiştir:

Maksimum

Max FOV, teleskopun optiği tarafından sınırlandırılan maksimum faydalı gerçek görüş alanıdır. Maksimumun üzerindeki artışların maksimumda kaldığı fiziksel bir sınırlamadır. Maks FOV , radyandan dereceye dönüştürülen teleskop odak uzaklığı üzerindeki namlu boyutudur .

31,75 mm (1,25 inç ) namlu boyutuna ve 1200 mm odak uzaklığına sahip bir teleskop kullanan maksimum FOV örneği şu şekilde verilmiştir:

Teleskopla gözlemlemek

Optik teleskopların birçok özelliği vardır ve bunlardan birini kullanarak gözlem yapmanın karmaşıklığı göz korkutucu bir görev olabilir; deneyim ve deney, kişinin gözlemlerini nasıl en üst düzeye çıkaracağını anlamada en önemli katkılardır. Pratikte, bir teleskopun sadece iki ana özelliği gözlemin nasıl farklı olduğunu belirler: odak uzaklığı ve açıklık. Bunlar, optik sistemin bir nesneyi veya aralığı nasıl gördüğü ve bir oküler mercek aracılığıyla ne kadar ışığın toplandığı ile ilgilidir . Okülerler ayrıca , gözlemlenebilir dünyanın görüş alanı ve büyütmesinin nasıl değiştiğini belirler .

gözlemlenebilir dünya

Gözlemlenebilir dünya, bir teleskopla görülebilen şeydir. Bir nesneyi veya aralığı görüntülerken, gözlemci birçok farklı teknik kullanabilir. Neyin görüntülenebileceğini ve nasıl görüntüleneceğini anlamak, görüş alanına bağlıdır. Bir nesneyi görüş alanına tamamen uyan bir boyutta görüntülemek, uygun odak uzaklığına (veya çapına) sahip bir oküler göz merceği dahil olmak üzere iki teleskop özelliği - odak uzaklığı ve açıklık kullanılarak ölçülür . Bir cismin gözlemlenebilir dünyasını ve açısal çapını karşılaştırmak, cismin ne kadarını gördüğümüzü gösterir. Ancak optik sistemle olan ilişki yüksek yüzey parlaklığı ile sonuçlanmayabilir . Gök cisimleri, uzak mesafeleri nedeniyle genellikle loştur ve ayrıntı, kırınım veya uygun olmayan optik özellikler nedeniyle sınırlanabilir .

Görüş alanı ve büyütme ilişkisi

Optik sistem aracılığıyla neyin görülebileceğini bulmak , görüş alanını ve büyütmeyi sağlayan göz merceği ile başlar ; büyütme, teleskop ve mercek odak uzunluklarının bölünmesiyle verilir. Açıklığı 130 mm (5") ve odak uzunluğu 650 mm (25,5 inç) olan Newton teleskopu gibi amatör bir teleskop örneğinde, odak uzunluğu 8 mm ve görünür FOV 52° olan bir mercek kullanılır. • Gözlenebilir dünyanın görüntülendiği büyütme şu şekilde verilir: • Görüş alanı, görünen görüş alanına bölünmesiyle formüle edilen büyütmeyi gerektirir: • Ortaya çıkan gerçek görüş alanı, 0.64°'dir, bir gibi nesne Orion bulutsu bir eliptik görünür açısal çapı 65 x 60 yaydakikası , bütün bütünüyle içinde teleskoptan görüntülenebilmesi için bulutsu gözlemlenebilir dünya içindedir. oldukça yüksek olabilir, örneğin, bu gibi yöntemler kullanılarak kişinin gözlemlenebilir dünyanın tüm nesneyi kapsayabilmesini sağlayan görüntüleme potansiyeli veya nesneyi farklı bir açıdan bakıldığında büyütmenin artırılıp azaltılmayacağı.

parlaklık faktörü

Yüzey parlaklığı böyle bir büyütmede önemli ölçüde bir çok sönük görüntüsünün oluşmasına neden azaltır. Daha sönük bir görünüm, nesnenin daha az görsel ayrıntısına neden olur. Madde, halkalar, sarmal kollar ve gazlar gibi ayrıntılar , nesne veya menzilin çok daha az eksiksiz bir görünümünü vererek, gözlemciden tamamen gizlenebilir . Fizik, teleskopun teorik minimum büyütmesinde yüzey parlaklığının %100 olduğunu belirtir. Ancak pratik olarak, çeşitli faktörler %100 parlaklığı engeller; bunlara teleskop sınırlamaları (odak uzaklığı, mercek odak uzaklığı vb.) ve gözlemcinin yaşı dahildir.

Yaş, parlaklıkta rol oynar, çünkü gözlemcinin göz bebeği katkıda bulunan bir faktördür . Yaşla birlikte öğrencinin çapı doğal olarak küçülür; genel olarak kabul edilen genç bir yetişkinin göz bebeği 7 mm, daha yaşlı bir yetişkin 5 mm kadar küçük ve daha genç bir kişi 9 mm daha büyük olabilir. Minimum büyütme açıklık bölümü olarak ifade edilebilir ve gözbebeği tarafından verilen çap: . Optik sistemin gerekli etkin odak uzaklığı, çok büyük bir çapa sahip bir mercek gerektirebileceğinden, %100'lük bir teorik yüzey parlaklığı elde eden sorunlu bir örnek belirgin olabilir .

Bazı teleskoplar %100 teorik yüzey parlaklığına ulaşamazken, bazı teleskoplar çok küçük çaplı bir mercek kullanarak bunu başarabilir. Minimum büyütme elde etmek için hangi göz merceğinin gerekli olduğunu bulmak için büyütme formülü yeniden düzenlenebilir, burada artık teleskopun odak uzunluğunun minimum büyütmeye bölünmesidir: . 35 mm'lik bir göz merceği standart olmayan bir boyuttur ve satın alınamaz; bu senaryoda %100'e ulaşmak için 40 mm'lik standart üretilmiş bir oküler boyutu gerekir. Mercek minimum büyütmeden daha büyük bir odak uzaklığına sahip olduğundan, gözlerden çok fazla boşa harcanan ışık alınmaz.

Öğrenciden çık

Büyütmeyi azalttıkça yüzey parlaklığındaki artışın sınırı çıkış gözbebeğidir : göz merceğini gözlemciye yansıtan bir ışık silindiri. Bir çıkış gözbebeği , yansıtılan ışığın tam miktarını alabilmek için kişinin gözbebeğiyle eşleşmeli veya çap olarak daha küçük olmalıdır ; daha büyük bir çıkış öğrencisi, boşa harcanan ışıkla sonuçlanır. Çıkış deliği teleskop açıklığın bölünmesinden ile elde edilebilir ve en az büyütme ile elde edilen,: . Gözbebeği ve çıkış gözbebeğinin çapı hemen hemen aynıdır ve optik sistemle boşa harcanan gözlemlenebilir ışık vermez. 7 mm'lik bir gözbebeği, %100 parlaklığın biraz altına düşer; burada yüzey parlaklığı , gözbebeğinin karesi ile sabit 2'nin çarpımından ölçülebilir : . Buradaki sınırlama göz bebeği çapıdır; talihsiz bir sonuçtur ve yaşla birlikte bozulur. Bazı gözlemlenebilir ışık kaybı beklenir ve sistem minimum kullanılabilir büyütme ulaştığında terim olarak adlandırılır neden büyütme azalan dolayısıyla yüzey parlaklığını artırmak olamaz kullanılabilir .

Bu gözler , 15 piksel = 1 mm olan insan gözünün ölçekli bir figürünü temsil eder, göz bebeği çapı 7 mm'dir. Şekil A , astronomi amaçları için %75 ışık kaybına neden olan 14 mm'lik bir çıkış gözbebeği çapına sahiptir . Şekil B , gözlemlenebilir ışığın %100'ünün gözlemci tarafından algılanmasını sağlayan 6,4 mm'lik bir çıkış gözbebeğine sahiptir.

Görüntü Ölçeği

Gözlemleri kaydetmek için bir CCD kullanırken, CCD odak düzlemine yerleştirilir. Görüntü ölçeği (bazen plaka ölçeği olarak adlandırılır ), gözlemlenen nesnenin açısal boyutunun, odak düzleminde yansıtılan görüntünün fiziksel boyutuyla nasıl ilişkili olduğudur.

görüntü ölçeği nerede , gözlenen nesnenin açısal boyutu ve yansıtılan görüntünün fiziksel boyutudur. Odak uzaklığı görüntü ölçeği açısından

burada metre başına radyan (rad/m) cinsinden ölçülür ve metre cinsinden ölçülür. Normalde arksaniye/milimetre ("/mm") cinsinden verilir. Dolayısıyla, odak uzaklığı milimetre olarak ölçülürse, görüntü ölçeği

Bu denklemin türetilmesi oldukça basittir ve sonuç yansıtıcı veya kıran teleskoplar için aynıdır. Ancak, kavramsal olarak bir yansıtıcı teleskop düşünülerek türetilmesi daha kolaydır. Bir teleskopla açısal boyutta uzatılmış bir nesne gözlenirse , yansıma ve Trigonometri Kanunları nedeniyle odak düzlemine yansıtılan görüntünün boyutu

Bu nedenle, görüntü ölçeği (nesnenin açısal boyutunun yansıtılan görüntünün boyutuna bölümü) olacaktır.

küçük açı ilişkisi kullanılarak ve ne zaman (eğer NB yalnızca geçerli radyan), biz elde

kusurlu görüntüler

Hiçbir teleskop mükemmel bir görüntü oluşturamaz. Yansıtıcı bir teleskop mükemmel bir aynaya sahip olabilse veya kıran bir teleskop mükemmel bir merceğe sahip olsa bile, açıklık kırınımının etkileri kaçınılmazdır. Gerçekte, mükemmel aynalar ve mükemmel lensler yoktur, bu nedenle diyafram açıklığı kırınımına ek olarak görüntü sapmaları da hesaba katılmalıdır. Görüntü sapmaları, monokromatik ve polikromatik olmak üzere iki ana sınıfa ayrılabilir. 1857'de Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) birinci dereceden monokromatik sapmaları beş bileşen sapmaya ayırdı. Bunlar artık yaygın olarak beş Seidel Sapması olarak anılmaktadır.

Beş Seidel sapmaları

Küresel sapma
Objektif çapının karesi ile orantılı, paraksiyal ışınlar ve marjinal ışınlar arasındaki odak uzaklığı farkı.
Koma
Noktaların kuyruklu yıldız benzeri asimetrik ışık yamaları olarak görünmesine neden olan ve ölçümü çok kesin olmayan bir kusur. Büyüklüğü genellikle optik sinüs teoreminden çıkarılır .
astigmat
Bir noktanın görüntüsü, sagital ve tanjant odaklarda odak çizgileri ve bunların arasında (koma yokluğunda) eliptik bir şekil oluşturur.
Alan Eğriliği
Petzval alan eğriliği araçlarının görüntü şeklindeki içi boş veya yuvarlak olarak tanımlanan, bir eğri yüzey üzerinde aslında, bir düzleminde uzanır yalan. Bu, örneğin bir fotoğraf plakası veya CCD görüntü sensörü gibi düz bir görüntüleme cihazı kullanıldığında sorunlara neden olur.
Çarpıtma
Fıçı veya iğne yastığı, birden fazla görüntüyü birleştirirken düzeltilmesi gereken radyal bir bozulma (birden çok fotoğrafı panoramik bir fotoğrafa dikmeye benzer ).

Optik kusurlar her zaman yukarıdaki sırada listelenir, çünkü bu onların karşılıklı bağımlılıklarını çıkış/giriş öğrencilerinin hareketleri yoluyla birinci dereceden sapmalar olarak ifade eder. İlk Seidel sapma, Küresel Sapma, çıkış gözbebeğinin konumundan bağımsızdır (eksenel ve ekstra eksenli kalemler için aynıdır). İkincisi, koma, gözbebeği mesafesi ve küresel sapmanın bir fonksiyonu olarak değişir, bu nedenle, küresel sapmadan arındırılmış bir lensteki komayı basitçe gözbebeği hareket ettirerek düzeltmenin imkansız olduğu iyi bilinen bir sonuçtur. Benzer bağımlılıklar, listedeki kalan sapmaları etkiler.

renk sapmaları

Bir halkanın (1) ideal görüntüsünün ve yalnızca eksenel (2) ve yalnızca enine (3) renk sapması olanların karşılaştırması
Boyuna kromatik sapma : Küresel sapmada olduğu gibi bu, eksenel ve eğik kalemler için aynıdır.
Enine renk sapması (büyütmenin renk sapması)

Astronomik araştırma teleskopları

Oluşturan dört Birim Teleskop İki ESO 'ın VLT , uzak bir dağın üzerinde, Şili Atacama Çölü'nde, deniz seviyesinden 2600 metre.

Optik teleskoplar, 17. yüzyılın başlarında icat edildikleri zamandan beri astronomik araştırmalarda kullanılmıştır. Optik teknolojiye bağlı olarak yıllar içinde kırılma ve yansıtma, görüntülenen ışığın veya nesnenin doğası ve hatta uzay teleskopları gibi yerleştirildikleri yer gibi birçok tip inşa edilmiştir . Bazıları, Güneş teleskopları gibi gerçekleştirdikleri göreve göre sınıflandırılır .

Büyük reflektörler

Neredeyse tüm büyük araştırma sınıfı astronomik teleskoplar yansıtıcıdır. Bazı nedenler şunlardır:

  • Bir mercekte tüm malzeme hacmi kusurlardan ve homojen olmayanlardan arınmış olmalıdır, oysa bir aynada sadece bir yüzey mükemmel şekilde parlatılmalıdır.
  • Farklı renklerde ışık, vakum dışındaki bir ortamda farklı hızlarda hareket eder. Bu, renk sapmalarına neden olur .
  • Reflektörler, daha geniş bir ışık spektrumunda çalışır, çünkü belirli dalga boyları, bir refrakter veya katadioptrikte bulunanlar gibi cam elementlerden geçerken emilir.
  • Büyük çaplı lenslerin imalatında ve manipüle edilmesinde teknik zorluklar vardır. Bunlardan biri, tüm gerçek malzemelerin yerçekimi ile sarkmasıdır. Bir lens sadece çevresinden tutulabilir. Bir ayna ise, yansıtıcı yüzünün karşısındaki tüm tarafından desteklenebilir.
Bazı önemli optik teleskopların birincil aynalarının nominal boyutlarının karşılaştırılması

Çoğu büyük araştırma reflektörü, kullanılan enstrümanın tipine ve boyutuna bağlı olarak farklı odak düzlemlerinde çalışır. İçeren bu asal odak ana aynanın, Cassegrain odak (ışık geri aşağı birincil aynanın arkasında sekti) ve (örneğin, hep birlikte teleskop bile dış Nasmyth ve COUDE odak ).

Çok Aynalı Teleskop (MMT) tarafından, 4,5 metre çapındaki bir aynayı sentezleyen altı parçadan oluşan bir ayna ile teleskop yapımında yeni bir dönem başlatıldı . Bu şimdi tek bir 6,5 m ayna ile değiştirildi. Örneğini 10 m parçalı aynalara sahip Keck teleskopları izledi .

Mevcut en büyük yer tabanlı teleskoplar, 6 ila 11 metre çapında bir birincil aynaya sahiptir. Bu nesil teleskoplarda, ayna genellikle çok incedir ve bir dizi aktüatör tarafından optimal bir şekilde tutulur (bkz. aktif optik ). Bu teknoloji, 30, 50 ve hatta 100 metre çapındaki gelecekteki teleskoplar için yeni tasarımlar yarattı.

Nispeten ucuz, seri üretilen ~2 metrelik teleskoplar yakın zamanda geliştirildi ve astronomi araştırmaları üzerinde önemli bir etki yarattı. Bunlar, birçok astronomik hedefin sürekli olarak izlenmesine ve geniş gökyüzü alanlarının araştırılmasına izin verir. Birçok olan robotik teleskoplar , internet üzerinden kontrol edilen bilgisayar (bkz mesela Liverpool Telescope ve Faulkes Teleskop Kuzey ve Güney izin), takip astronomik olayların otomatik.

Başlangıçta teleskoplarda kullanılan dedektör insan gözüydü . Daha sonra, hassaslaştırılmış fotoğraf plakası yerini aldı ve spektral bilgilerin toplanmasına izin veren spektrograf tanıtıldı. Fotoğraf plakasından sonra, şarj bağlantılı cihaz (CCD'ler) gibi birbirini izleyen nesil elektronik dedektörler mükemmelleştirildi, her biri daha fazla hassasiyet ve çözünürlüğe ve genellikle daha geniş bir dalga boyu kapsamına sahip.

Mevcut araştırma teleskopları, aralarından seçim yapabileceğiniz çeşitli araçlara sahiptir:

  • farklı spektral tepkilerin görüntüleyicileri
  • Spektrumun farklı bölgelerinde yararlı olan spektrograflar
  • ışık polarizasyonunu algılayan polarimetreler .

Optik kırınım fenomeni, bir teleskopun elde edebileceği çözünürlük ve görüntü kalitesi için bir sınır belirler; bu, Airy diskinin etkili alanıdır ve bu tür iki diskin ne kadar yakın yerleştirilebileceğini sınırlar. Bu mutlak limite kırınım limiti denir (ve Rayleigh kriteri , Dawes limiti veya Sparrow'un çözünürlük limiti ile yaklaşık olarak hesaplanabilir ). Bu sınır, çalışılan ışığın dalga boyuna (böylece kırmızı ışık sınırı mavi ışık sınırından çok daha erken gelir) ve teleskop aynasının çapına bağlıdır. Bu, belirli bir ayna çapına sahip bir teleskopun teorik olarak belirli bir dalga boyunda belirli bir sınıra kadar çözümleyebileceği anlamına gelir. Dünya üzerindeki geleneksel teleskoplar için, kırınım sınırı, yaklaşık 10 cm'den büyük teleskoplar için geçerli değildir. Bunun yerine, atmosferin neden olduğu görme veya bulanıklık, çözünürlük sınırını belirler. Ancak uzayda veya uyarlanabilir optikler kullanılıyorsa, bazen kırınım sınırına ulaşmak mümkündür. Bu noktada, eğer o dalga boyunda daha fazla çözünürlük gerekiyorsa, daha geniş bir ayna inşa edilmeli veya bir dizi yakın teleskop kullanılarak açıklık sentezi yapılmalıdır.

Son yıllarda, yer tabanlı teleskoplarda atmosferin neden olduğu bozulmaların üstesinden gelmek için bir takım teknolojiler geliştirildi ve iyi sonuçlar alındı . Bkz uyarlamalı optik , benek görüntüleme ve optik enterferometre .

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar

İlgili Medya Optik teleskoplar Wikimedia Commons