Sterrekunde

Kan spieëls met CCD's vervang word?

Kan spieëls met CCD's vervang word?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Waarom gebruik teleskope spieëls so eenvoudig? weerspieël fotone, wanneer dit in plaas daarvan met groot sensors bedek kon word registreer hulle? Refleksie is alles goed en wel, alles te danke aan silwer en berillium daarvoor. Maar sou dit nie beter wees om die fotone direk elektronies te registreer in plaas daarvan dat u dit tussen dom spieëls laat bons het nie? Sou enige data verlore gaan in 'n suiwer CCD-teleskoop sonder spieëls of lense?

Kon 'n groot bedrade CCD-ligsensor nie die opgespoorde seine op 'n slimmer manier verder stuur as wat 'n dom, fisiese weerkaatsende oppervlak kan doen nie? Dit is dieselfde fotone en die teleskoop self genereer geen nuwe inligting oor die sterrestelsels in die verte nie. Waarom spieëls fisies buig vir adaptiewe optika, in plaas daarvan om die rou binêre data met 'n algoritme vir dieselfde effek te buig?


Om u vraag te beantwoord, moet ons eers die werk wys wat elke spieël doen.

Eerstens, die Newtonian (met liefde die "Newt" genoem, en uitgevind deur Sir Ike Newton):

https://en.m.wikipedia.org/wiki/Reflecting_telescope#/media/File%3ANewtonian_telescope2.svg

Twee spieëls in hierdie ontwerp, nie verbasend as primêr en sekondêr bestempel nie.

Die taak van die primêre spieël is NIE bloot om lig te weerkaats nie, maar om die diffuse fotone op 'n baie kleiner punt te konsentreer. Dit maak regtig dowwe voorwerpe helderder, en dit is die eerste stap in vergroting. (Verdere vergroting word gedoen deur die okularis, wat soortgelyk is aan 'n klein brekingteleskoop.)

In die geval van die Newt weerspieël die sekondêre spieël die nou gekonsentreerde fotone op 'n gemakliker punt om te sien. Sonder die sekondêre spieël sal u kop in die gesig staar. 'N Sekondêre spieël is nie nodig nie, en in werklikheid sal baie teleskope instrumente, soos CCD's, op hierdie "primêre fokuspunt" plaas.

In die geval van die Hubble-ruimteteleskoop weerspieël die sekondêre spieël die gekonsentreerde fotone op die instrumente van die scope, waar hulle hul towerkuns kan bewerk.

In alle weerkaatsende teleskoopontwerpe gebruik die primêre spieël die wette van die fisika om die eindgebruiker, of dit nou die menslike oog is, of navorsingstoerusting, soveel as moontlik gekonsentreerde fotone te gee, wat ons kan sien / bespeur. Hoe groter die primêre spieël, hoe meer gekonsentreerd is die fotone, en hoe meer moet ons mee werk.

As dit kom by die sien van wat ons 'die dowwe fuzzies' noem, is groter beter!


Ek het eintlik al 'n geruime tyd gelede 'n konsep van 'n 2D-maklik-skaal-teleskoop gevind (hier is die skakel). Ek dink ons ​​sal die refraktorteleskope stadig laat vaar, want soos ek verstaan, stoot ons dit nou tot hul uiterste en word dit regtig moeilik om 'n groter te maak (vanweë hoe moeilik dit is om 'n spieël van die kwaliteit benodig). MAAR dit is opmerklik dat ek op geen manier 'n kenner is nie, dus stel ek voor dat iemand wat meer oor die onderwerp weet, hierdie antwoord moet wysig.

REDIGERING: Daar is 'n baie goeie punt in die antwoord van DJohnM, so ek het gedink ek sal byvoeg dat die ding wat ek hier gekoppel het (SPIDER) nie net 'n groot 2D-reeks CCD's is nie; dit het eintlik 'n klein lensie oor elkeen van die detektore en elkeen meet lig in 'n klomp verskillende golflengtes, sodat dit inligting oor rigting en golflengte van die lig kan bewaar. Die antwoord op die aanvanklike vraag is dus nee, ons kan nie net 'n CCD-skikking in plaas van 'n groot teleskoop bou nie, maar die idee om teleskope in twee dimensies in plaas van drie skaalbaar te maak, blyk 'n goeie een te wees en daar is mense wat aan werk. Dit.


Die CCD het geen manier om die op te neem nie rigting, die punt in die lug, waarvandaan 'n foton kom.

Sê nou jy rig jou spieëllose teleskoop op die Maan. Elkeen punt op die maan se oppervlak sou fotone weerkaats elke deel van die CCD op dieselfde tyd.

U het pas 'n duur, sensitiewe, omgewingsligmeter geskep. Daar sou hoegenaamd geen beeldinligting wees nie.


As u net 'n CCD in 'n kamer opstel, sal elke pixel fotone uit elke rigting opneem. Hiermee kan u die hoeveelheid omgewingslig opneem, maar u sal geen beeld van die kamer kry nie.

As u nou 'n beeld wil hê, moet elke fotone vir elke pixel uit dieselfde rigting kom. En vir elke rigting moet al die fotone wat uit die rigting kom, op dieselfde pixel val. Om dit te laat gebeur, kan u 'n camera obscura gebruik.

Maar as u net die fotone gebruik wat uit een rigting vir elke pixel kom, sal u nie baie lig versamel nie, dus sal u beeld redelik donker wees. Dit is goed as u 'n sonnige landskap neem, maar as u sterre wil neem, moet u al die lig wat u kan kry, versamel.

Dit is hier waar die teleskoop inkom! 'N Teleskoop sal al die fotone uit al die rigtings versamel en op so 'n manier weerspieël dat al die fotone wat uit 'n sekere rigting kom, op dieselfde pixel sal beland. Op hierdie manier kan u 'n beeld hê wat nie vaag of donker is nie.


Aangesien nie die woord "fase" of "inmenging" in enige ander antwoord hier genoem word nie, sal ek dit vanuit daardie rigting benader.

In hierdie antwoord het ek gesê

In 'n optiese optiese teleskoop (of enige beeldstelsel wat oë insluit) word elke pixel gelyktydig en direk deur alle dele van die diafragma verlig. Vanaf 'n gegewe punt in die verte sal 'n teleskoop die fase van alle paaie wat die pixel bereik (probeer) bewaar sodat die resulterende intensiteit ooreenstem met die inkomende krag. Dit laat die stelsel die beste resolusie kry.

Wat dit beteken is dat die geboë spieëls van 'n weerkaatsende teleskoop is so ontwerp dat al die paaie vanaf 'n ver voorwerp in 'n gegewe rigting 'n pixel bereik in fase. Die paaie vanaf enige ander punt in die lug bereik die pixel heeltemal buite fase en kanselleer tot nul. Daarom kom elke pixel ooreen met 'n gegewe rigting.

Sonder die geboë spieëls kan u nie 'n beeld maak nie, want die CCD-pixels omskakel die golfinligting slegs na intensiteit en verloor alle fase-inligting. Sonder enige inligting oor fase, is daar geen manier om die seine in elke pixel te kombineer om die invallende golf te rekonstrueer nie.

Radioteleskoop-skikkings kan wel soos u pixels wees, maar die seine word gedigitaliseer na 'n bietjie stroom wat fase-inligting onderhou. Die korrelatorrekenaar neem al die fases en rekonstrueer die beeld. As elke skottel in die skikking met 'n bolometer in plaas van 'n RF-versterker en basisbandomskakelaar toegerus is, sal fase-inligting verlore gaan, ongeag hoe groot u basislyn u sal hê nie.


Wat u voorstel, kan werk. U sal egter steeds lense benodig. Wat u kan doen, is om die CCD-matriks te bedek met 'n masker met klein gaatjies in. Basies sou dit die CCD-elemente beïnvloed deur die 'pinhole-effek' en sodoende 'n lens vergemaklik.

Probleem daarmee is dat u lig sou verloor as die fotone die nie-oordraagbare dele van die gatgatmasker tref. En laastens, die grootste nadeel is die resolusieverlies vir die grootte van die CCD-skikking teenoor 'n analoogstelsel op lens.

As ons supergeleidende CCD-skikkings kon skep, sou dit baie doeltreffender wees as enigiets wat ons nou vir die publiek beskikbaar het. Veral wat ligversameling betref, is dit egter steeds nie 100% perfek as u resolusiebeperkings in ag neem nie.

Die dag waarop ons CCD-elemente miljoene kere kleiner kan maak as wat ons nou het. Dan sal u idee waarskynlik tot 'n mate werk. Alhoewel, ek is seker dat die ontwerpers van sulke toekomstige tegnologie dit al voor u gedink het.

Ek dink dat ons teen die tyd dat dit 'n tegnologie het wat baie beter is. Soos om 'n energieveld te skep met behulp van die Bose-Einstein-kondensaat-effek wat fotone in 'n veld kan opskort. Dit stel ons in staat om inkomende fotone wat in 'n matriks hang, te ontleed en die beeld te skandeer op die resolusie van 'n foton.

NASA het die Bose-Einstein-kondensaatteorie reeds bewys, so dit sal nou nie meer duur nie. Met die tipe resolusie kan ons iets so klein soos 'n vlieg waarneem wat op die oppervlak van die mars skoonmaak, in Hoë definisie. Die Bose-Einstein-kondensaat-effek laat kwantumstof basies optree asof dit fotone / golwe is, terwyl die heelal relatief as 'n supergeleier optree.

Met ander woorde, aangesien elektrone supersnel deur 'n supergeleier kan beweeg, staan ​​die saak wat deur die Bose-Einstein-effek beïnvloed word, byna stil ten opsigte van die heelal, terwyl die heelal relatief super vinnig beweeg om sulke kwantummateriaal wat deur die Bose-Einstein-kondensaatveld beïnvloed word. .


Elektromagnetiese sein van 'n verre voorwerp wat na u teleskoop (of u oog) kom, is 'n Fourier-transformasie van die beeld van hierdie voorwerp. Nie die beeld self nie [verw. Diffraksie in die verste veld in enige boek oor optika]. Die optika in die teleskoop (of die lens in u oog) voer die omgekeerde Fourier-transformasie uit sodat u weer die beeld kan kry. Na hierdie stap word CCD's geplaas.

Ja. U kan detektors opstel om die Fourier-transform op te neem en dit later op 'n rekenaar om te keer. Hiervoor moet u die amplitude en die fase van die sein opneem. Dit is hoe langafstandinterferometrie werk, ook bekend as VLBI, Event Horizon Telescope en ander. Maar hulle gebruik spesiale detektors, nie gewone CCD's nie.


Kan spieëls met CCD's vervang word? - Sterrekunde

Lense, spieëls en optika

Teleskope bestaan ​​uit twee basistipes: brekende teleskope (met 'n lens as hoofelement: 1, 2, 3) en weerkaatsende teleskope (met 'n spieël as hoofelement: 1, 2, 3). Eenvoudig straalsporing tegnieke bestaan ​​om vir 'n bepaalde optiek ('n lens of 'n spieël) te bepaal waar 'n beeld vorm, gegewe 'n beeldafstand. Die metode word in die onderstaande diagramme geïllustreer.
Geometriese optika straalsporing vir 'n dun lens. Gegewe die fokusafstand f, en die
voorwerpafstand d o, mens kan die afstand tot die beeld bepaal d i, meetkundig.
Die reëls is: parallelle strale gaan deur die fokus, en strale deur die middel van die
lens nie buig nie.
Geometriese optika straalsporing vir 'n spieël werk op dieselfde manier. Die reëls is:
parallelle strale gaan deur die fokus, en strale wat die middel van die spieël tref
wip simmetries af.

Die verband tussen fokusafstand f , voorwerpafstand bl , en beeldafstand q , word gegee deur die formule: 1 /f = 1/bl + 1/q

wat deur middel van eenvoudige meetkunde bevestig kan word dat dit ooreenstem met die bogenoemde reëls (huiswerkprobleem 6.2). 'N Ander belangrike formule is die lensmaker se formule :

waar n l is die brekingsindeks by golflengte l, en R 1 en R 2 is die krommingsradius van die lens (negatiewe radius vir 'n uiteenlopende lens). Let op dat hierdie formule veronderstel dat die lens in 'n vakuum is (werk ongeveer vir lug). As die lens in 'n medium is met brekingsindeks n0 , dan moet die eerste term tussen hakies aan die regterkant wees (n l - n0) /n0. Let daarop dat die brekingsindeks afhang van golflengte (sien http://refractiveindex.info/), dus sal die lens oor die algemeen 'n ander brandpuntlengte hê vir rooi lig (l

750 nm) as vir blou lig (l

450 nm). Dit veroorsaak chromatiese afwyking , wat bestry kan word met behulp van 'n achromatiese doublet, of 'n apochromatiese drielinglens. 'N Belangrike eienskap van spieëls is dat alle golflengtes dieselfde weerspieël word, dus spieëlgebaseerde teleskope ly nie aan chromatiese afwyking nie.

'N Belangrike nommer vir die hooflens of spieël van 'n teleskoop (genoem doel ), is sy f verhouding, wat bloot die verhouding van die brandpuntlengte tot die deursnee is D van die doelstelling

Die pyle in die tekeninge hierbo stel 'n uitgebreide voorwerp voor wat 'n hoekafstand voor die lens aflê. As dit die maan was, sê dit, sou dit 1/2 graad in die lug bedek. As ons 'n beeld maak, bedek dit ook 'n hoekafstand van die lens, en as ons 'n detector daar plaas (sê 'n stuk fotografiese film), sal die beeld 'n mate van lineêre grootte hê. Nou kan die maan as oneindig beskou word (dit wil sê d o is baie groter as d i ), dus sal die maanbeeld op die brandpuntafstand voorkom f (daarom word dit die fokus genoem). In hierdie geval is die liniêre grootte per graad hoekgrootte van die beeld op die beeldvlak (die genoem plaatskaal ) is eenvoudig

Voorbeeld:
Sê ons het 'n teleskoop met 'n opening van 8 duim, en f verhouding van 10 (ook na verwys as f / 10). Hoe groot sal die maan se beeld op 'n stuk fotografiese film in die fokus verskyn?

Die fokusafstand f is 80 in, so die beeld sal wees

Voorbeeld
Wat is die oplossingskrag van ons 8 "-teleskoop in die optiese (l

500 nm)? 8 "is 20,3 cm, oftewel 0,203 m, en die oplossingskrag is dus:

Wat van vergroting? Soos dit blyk, kan enige teleskoop enige vergrotingskrag hê! Dit hang glad nie af van die opening of grootte van die teleskoop nie. Die vergroting hang slegs af van die verhouding van die fokuspunt van die doelstelling f en die brandpuntlengte van die okular f e :

Daar is egter 'n belangrike verband tussen ligversamelingskrag en vergroting, wat hoër vergrotings nutteloos maak vir klein teleskope. Dink aan die doelwit as om lig te versamel, en om die okular weer uit te sprei. Alhoewel u die lig vir 'n onbepaalde tyd met kleiner brandpuntslange okulêre kan versprei, verminder dit die helderheid van die beeld totdat u 'n punt bereik waar u dit nie meer kan sien nie. Dit gebeur natuurlik gouer vir 'n kleiner teleskoop, wat in die eerste plek minder lig versamel. As u 'n dowwe, uitgebreide newel wil waarneem, is kleiner kragte die beste (u sien meer van die lug tegelyk en die newel is helderder). As u 'n helderder voorwerp wil aanskou, soos die maan of 'n planeet, kan u dikwels met hoër krag wegkom. Daar is egter geen punt om die beeld te vergroot na die resolusie van die teleskoop (of die atmosfeer) nie, aangesien u die vervorming net vergroot. Detectors en beeldverwerking

'N Ander rede vir die toenemende belang van CCD's is die groot vormfaktore wat nou beskikbaar is - tot 10 miljoen pixels (bv. KAI-11002-chip, 4008 x 2672). Dit is algemeen in astronomiese detektors om meerdere CCD-skyfies langs mekaar te plaas vir uiters groot formaat beelde (bv. Die SDSS-kamera, LSST-kamera).

CCD's het ook ander voordele. Hulle is lineêre toestelle, sodat hulle 'n presiese maatstaf gee van die aantal fotone wat op elke pixel val, oor 'n baie groot helderheidsgebied. Uiteindelik sal die pixels (kwantumputte) egter vol word en die toestel versadig. Die elektrone spoel dan oor in naburige pixels. Die onderstaande afbeelding toon 'n voorbeeld van sulke versadiging.
Twee sonweidende komete stort na hul vurige dood
in die son in. Die beeld van een van die komete het
die CCD-kamera versadig, en die lig daarvan vloei in
aangrensende pixels, wat 'n horisontale lyn artefak maak.

CCD's het ook die voordeel dat dit suiwer digitaal is, sodat dit maklik met rekenaars beheer kan word, en dat hul data digitaal gemanipuleer kan word.

'N Voorbeeld van beelde wat deur studente met hierdie stelsel geneem is, kan hier gevind word. Let daarop dat daar 'n hele aantal ander kwessies betrokke is by die neem van goeie foto's, met helderheid op die agtergrond, plat veld en vergoeding vir beeldbeweging.

Ons gebruik die webcam om foto's (en films) van die maan en planete te neem, omdat dit 'n veel kleiner plaatskaal het (dit wil sê meer vergrote beelde lewer). As die weer saamwerk, sal ons hierdie week 'n beeldsessie hê. Spektroskopie

Spektrograwe word gebruik om die lig van 'n voorwerp in sy afsonderlike golflengtes of kleure te verdeel. 'N Mens kan die temperatuur van 'n voorwerp bepaal aan die hand van die vorm van sy swartliggaamspektrum. Daarbenewens stuur baie voorwerpe spektrale lyne uit (smal streke van die spektrum wat helderder is as die agtergrond - emissielyne of donkerder absorbsielyne). Deur hierdie lyne te identifiseer, kan ons bepaal waaruit die voorwerp bestaan, en deur dit te meet, kan ons die temperatuur, digtheid en spoed (deur die doppler-effek) van die voorwerpe bepaal. Die spektrograaf is 'n belangrike instrument van die Sterrekunde.

Die mees algemene tipe spektrograaf is die traliespektrograaf, wat 'n diffraksierooster gebruik (basies 'n stel uiters noukeurige splinternuwe strepe). Diffraksie aan die rande van elke spasie tussen die lyne veroorsaak dat die lig in sy komponentkleure verdeel word, en interferensie van die lig van elke versameling veroorsaak dat die spektrum in 'orde' verdeel word. Vir 'n eenvoudige rooster is hoër orde flouer, maar die lig in 'n bepaalde volgorde kan vergroot word deur die rooster (soort van 'n saagtandprofiel) teen die regte hoek te "vlam".


Diffraksie in 'n hoë orde. In die rigting getoon deur die blou lyne,
die blou lig meng konstruktief in omdat die strale almal by aankom
die afstandskerm nadat verskillende afstande met 'n integraal afgelê is
aantal golflengtes. In die rigting getoon deur die rooi lyne, blou
lig sal arriveer nadat nie-heelgetal veelvoude van die golflengte beweeg het,
sodat die lig inmeng en die intensiteit daal tot byna nul. Rooi
lig arriveer na afstande, anders met 'n integrale aantal
rooi golflengtes, dus is die rooi intensiteit hoog in daardie rigting.

Soos hierbo getoon, die rigting vir konstruktiewe inmenging in orde m word gegee deur sonde q = m l /d ,


Driespieëlteleskoop

Die Three Mirror Telescope (3MT) is ontwikkel by die Institute of Astronomy deur dr. Roderick Willstrop. Die optiese ontwerp daarvan is uniek omdat dit die enigste vorm van 'n teleskoop is wat die drie voordele van 'n wye gesigsveld, baie klein, skerp beelde en opties vir alle refleksie kombineer.

Weerkaatsende teleskope is gebou met diafragma's tot 10 meter, maar hulle het gesigsvelde beperk tot 40 boogminute (Ritchey- Chretien tweespieëlontwerp) of 1 of 2 grade met 'n 3- of 4-lens Wynne-corrector naby die fokus van die hoofspieël. Schmidt-kameras kan sigvelde van 7 of 8 grade gee, maar hul diafragma's is beperk tot ongeveer 1,3 meter omdat hulle 'n dun glaslens gebruik wat groot genoeg is om die hele diafragma te bedek.

Die 3MT het 'n gesigsveld van 5 grade in deursnee, en die straalteoretiese beeldgrootte is oral minder as 0,33 boogsekondes en minder as 0,1 boogsekondes oor die sentrale 1 graad van die veld. Omdat geen lense nodig is nie, is die beelde perfek achromaties en is dit in beginsel moontlik om hierdie teleskoop met 'n groter diafragma as enige Schmidt-kamera te bou.

Die ontwerp is gebaseer op 'n eenvoudiger een wat in 1935 deur die Franse oogkundige Maurice Paul ontdek is en in 1945 onafhanklik deur die Amerikaner James Baker ontdek is.Die oorspronklike Paul-Baker-ontwerp het 'n paraboloïdale primêre spieël, 'n konvekse sferiese sekondêre spieël en 'n konkaaf sferiese derde spieël. As die diafragma van die primêre spieël f / 4 was, sou dit aanvaarbare beelde gegee het, en 'n gesigsveld van ongeveer 'n mate.

Die goeie prestasie kan soos volg verklaar word: as die tweede spieël 'n konvekse paraboloïed was (in plaas van bolvormig), sou die lig van 'n ster in die verte weer parallel gemaak word na die tweede weerkaatsing. (Hierdie rangskikking van twee koaksiale en konfokale paraboloïede spieëls is in 1636 deur Mersenne beskryf.) Die derde spieël sou dan ook paraboloïed moes wees om die lig te fokus, en die gesigsveld van die hele stelsel sou nie groter wees as die van 'n enkele paraboloïdale spieël. Die wesenlike kenmerk van die Paul-Baker-ontwerp is dat die tweede spieël bolvormig is, dus is die lig nie presies parallel na die eerste twee weerkaatsings nie, maar word dit net op dieselfde manier afgewyk as deur die regstellens van 'n Schmidt-kamera. Dan moet die derde spieël ook bolvormig wees om die lig te fokus, en 'n groot gesigsveld met skerp beelde word verkry. Hierdie teleskoop word ook die Mersenne-Schmidt genoem.

Baker het voorgestel dat die Hale 200-inch (5,08 meter) teleskoop 'n wyer veld kan kry deur twee hulpspieëls te gebruik. Dit sou nie aanvaarbaar gewees het om die sentrale gat in die onvervangbare primêre spieël van 200 duim te vergroot nie. Die derde spieël, 2,1 meter (84 duim) in deursnee en weeg een of twee ton, sou dus direk bokant dit gemonteer gewees het, sodat die stelsel nooit gebou is nie. Die gesigsveld kon net meer as 1 graad gewees het. In die f / 3.3 Hale-teleskoop sou dit nodig gewees het om die vorm van die sekondêre spieël te verander om klein, skerp beelde te behou.

Die gesigsveld is hier verhoog tot 5 grade deur die derde spieël agter die primêre te plaas en deur die relatiewe diafragma van f / 3.3 (in die 200-duim-voorstel) na f / 1.6 te verhoog. Om 'n uitstekende beeldkwaliteit met hierdie groot diafragma en veld te behou, was dit ook nodig om die vorms van al drie spieëls klein te verander aan die hand van die paraboloïdale en sferiese vorms wat bevredigend was in die oorspronklike Paul-Baker-ontwerp.

Twee weergawes van die 3MT is gebou, 'n werkende model van 100 mm (4 duim) diafragma (voltooi in 1985) is gebruik om foto's van die lug te neem, en 'n prototipe van diafragma van 0,5 meter (20 duim) (1989) is beide gebruik vir fotografie en met 'n CCD, en om metodes te toets om die spieëls in te stel om die duidelikste beelde te verkry. Die hemelruim in Cambridge is deesdae te helder vir navorsing op die punt van swak voorwerpe met so 'n vinnige kamera soos hierdie. Die regverdiging vir die bou van die prototipe was om aan te toon dat die ontwerp sowel as die Schmidt-kamera werk, en om daartoe te lei dat groter kameras van hierdie tipe op veel donkerder terreine gebou word.

Die prototipe 3MT is op 'n ekwatoriale montering wat ongeveer die helfte van sy hoogte van 2,5 meter beslaan. Die brandpuntsafstand is 800 mm en die buislengte 1,2 meter, wat baie gunstig is met die Schmidt-kamera in 'n naburige koepel: dit het 'n buis van meer as 4 meter lank, alhoewel die oppervlak vir die versameling van lig baie weinig groter is as die van die 3MT. Die 3MT van 0,5 meter staan ​​in 'n eenvoudige houtgebou van ongeveer 3,6 meter (12 voet), met 'n dak wat op die spoor na die Noorde loop. Dit is voorsien van 'n beheerstelsel (sien skakel hierbo).


2. Kort geskiedenis van CCD's in sterrekunde

Die CCD is uitgevind deur die navorsers van Bell Telephone Laboratories, Willard S. Boyle en George E. Smith, aan die einde van 1969 en die eerste keer in 1970 beskryf (Boyle & amp. Smith 1970 Amelio, Tompsett & amp. Smith 1970). Die nuwe detector is feitlik onmiddellik na sy uitvinding erken vir sy wetenskaplike beeldingspotensiaal. Een van die vroegste astronomiese toepassings van 'n CCD vir grondwaarneming was in 1976 aan die Universiteit van Arizona (Smith 1976). 'Solid State Imaging' het vinnig ontwikkel in die 1970's en daarna as 'n plaasvervanger vir fotografiese tegnieke. Verdere ontwikkelinge van die CCD sal lei tot verhoogde kwantumdoeltreffendheid en beeldformaat (grootte en pixeltelling), minder geraas en verbeterde skoonheidsmiddels. Teen die 1980's was dit duidelik dat CCD's die sensor sou wees vir toekomstige astronomiese beelding. 'N Interessante oorsig oor die geskiedenis van CCD's en die vroeë gebruik daarvan in sterrekunde word in "Scientific Charge-Coupled Devices" van Janesick (2001) gegee.

Voortgesette ontwikkelinge vanaf die 1980's tot die hede het gelei tot toestelle met meer as 100 miljoen pixels, leesgeluide van so laag as een elektron, kwantumdoeltreffendheid naby 100% en nuttige sensitiwiteit van die X-straal deur middel van IR. Terwyl CCD's CMOS-beeldmakers se guns vir kommersiële beeldtoepassings verloor, is dit steeds moderne sensore vir astronomiese beelding as gevolg van hul grootte, doeltreffendheid en lae geraas. Dit is waarskynlik dat CMOS-beeldvormers sal voortgaan om CCD's in die sterrekunde te verbeter en uiteindelik te vervang, veral omdat die aantal vervaardigingsfasiliteite waarin CCD's vervaardig kan word wêreldwyd afneem. Daar is egter steeds beduidende vooruitgang in CCD-tegnologie elke jaar, aangesien wetenskaplikes en ingenieurs steeds veeleisender toepassings vir sensors ontwikkel in die instrumentasie wat nodig is vir die volgende generasie baie groot teleskope.


Vra Ethan: Waarom bou ons nie 'n teleskoop sonder spieëls of lense nie?

Om 'n CCD-skikking by die hooffokus van 'n teleskoop of sterrewag te plaas, is 'n seker manier om 'n. [+] uitstekende beeld 'n tegniek wat al meer as 100 jaar gebruik word. Maar is dit moontlik om CCD's in die plek van 'n spieël of lens heeltemal te gebruik?

Groot areabeeldhouer vir Calar Alto (LAICA) / J.W. Gebraai

Vir honderde jare was die beginsel agter die teleskoop so eenvoudig soos dit word: bou 'n lens of spieël om 'n groot hoeveelheid lig in te samel, fokus die lig op 'n detector (soos 'n oog, 'n fotografiese plaat of 'n elektroniese toestel) ), en sien ver buite die vermoëns van u visie sonder hulp. Met verloop van tyd het lense en spieëls groter deursnee geword en is hulle met 'n hoër akkuraatheid vervaardig, terwyl detektors gevorder het tot die punt waar hulle elke inkomende foton kan versamel en goed kan benut. Die kwaliteit van verklikkers kan u laat wonder hoekom ons hoegenaamd met spieëls te doen het! Dit is wat Pedro Teixeira wil weet:

Waarom het ons 'n lens en 'n spieël nodig om 'n teleskoop te maak noudat ons CCD-sensors het? In plaas daarvan om 'n 10m-spieël en lens te hê wat die lig op 'n klein sensor fokus, waarom het u nie 'n 10m-sensor nie?

Dit is 'n baie slim vraag, want as ons dit kan doen, sal dit revolusionêr wees.

'N Vergelyking van die spieëlgroottes van verskillende bestaande en voorgestelde teleskope. Wanneer GMT aanlyn kom,. [+] dit sal die wêreld se grootste wees en die eerste 25 meter + optiese teleskoop in die geskiedenis wees, wat later deur die ELT oortref word. Maar al hierdie teleskope het spieëls.

Wikimedia Commons-gebruiker Cmglee

Dit maak nie saak hoe weerkaatsend ons oppervlaktes maak nie, maak nie saak hoe fyn ons ons lense slyp en poets nie, maak nie saak hoe egalig en versigtig ons die boonste lae bedek nie, en maak nie saak hoe goed ons stof afstoot en verwyder nie, geen spieël of lens sal ooit wees 100% opties perfek. 'N Fraksie van die lig sal by elke tree en by elke weerkaatsing verlore gaan. Aangesien die grootste, moderne ontwerpe 'n meervoudige stadium van spieëls benodig, insluitend 'n groot gat in die primêre spieël om 'n goeie ligging te hê om lig te weerkaats, is daar 'n inherente beperking op die ontwerp van die gebruik van spieëls en lense om inligting oor die heelal in te samel.

Die doel is duidelik en bewonderenswaardig: om onnodige stappe uit te wis en verliese uit die weg te ruim. Dit kan na 'n eenvoudige idee lyk, en namate CCD-sensore wyer versprei en goedkoper word, is dit miskien eendag betrokke by die toekoms van sterrekunde. Maar die implementering van 'n droom soos hierdie sal nie baie eenvoudig wees nie, want daar is 'n paar baie belangrike struikelblokke wat u moet oorkom om 'n teleskoop sonder 'n spieël of lens te hê. Kom ons gaan presies na wat dit is.

Hierdie 1887-prentjie van die Groot Nevel in Andromeda was die eerste wat die spiraalgewapende struktuur getoon het. [+] van die naaste groot sterrestelsel aan die Melkweg. Die feit dat dit so deeglik wit lyk, is omdat dit bloot in ongefiltreerde lig geneem is, eerder as om in rooi, groen en blou te kyk, en dan die kleure bymekaar te voeg.

1.) CCD's is uitstekend om lig te meet, maar hulle sorteer of filter nie volgens golflengte nie. Het u al ooit afgevra waarom die ou foto's wat u van sterre en sterrestelsels sien, almal monochroom is, alhoewel die sterre en sterrestelsels self definitiewe kleure het? Dit is omdat hulle nie lig in verskeie, afsonderlike golflengtefilters versamel het nie. Selfs moderne teleskope plaas 'n filter tussen die inkomende lig en die CCD's / kameras om op 'n bepaalde golflengte of stel golflengtes in te slyp, sodat verskeie beelde met verskeie filters geneem kan word, wat 'n ware kleur- of valskleurbeeld in die einde.

Die Andromeda-sterrestelsel (M31), soos afgebeeld vanaf 'n grondteleskoop met veelvuldige filters en. [+] herbou om 'n gekleurde portret te vertoon.

Dit kan oorkom word deur 'n volledige stel filters vir elke individuele CCD-element te skep, maar dit sal omslagtig, duur wees en vereis dat hierdie filters êrens geplaas word. agter die CCD-elemente self, aangesien u die volledige versamelarea, waar normaalweg 'n spieël of lens sou gaan, oop na die lug wil hou. Dit is nie 'n dealbreaker nie, maar dit is 'n element waarvoor ons tans geen oplossing het nie.

Groot-area CCD's is ongelooflik nuttig om lig te versamel en op te spoor, en om elkeen te maksimeer. [+] individuele foton wat binnekom. Maar sonder 'n spieël of lens om die lig voorheen te fokus, sal die alrigting-aard van CCD's nie 'n betekenisvolle beeld van die waargenome voorwerp lewer nie.

Groot areabeeldhouer vir Calar Alto (LAICA) / J.W. Gebraai

2.) CCD's meet nie die rigting van die inkomende lig nie. Om die betekenisvolle beelde wat hulle so goed skep te produseer, hoef teleskope nie net die intensiteit en golflengte van die inkomende lig te meet nie, maar ook die rigting daarvan. Lense en spieëls het die wonderlike eienskap dat lig wat binnekom van 'n ultra-verre bron wat loodreg op die spieëlvlak is, so gefokus word dat dit u kamera / fotoplaat / oog / CCD bereik, terwyl die lig uit ander rigtings word weerkaats. Nie net vir 'n CCD alleen nie: as lig vanuit enige rigting inkom, word dit geregistreer. Tensy u die lig voor die tyd kan bots / fokus, sal u eenvoudig 'n blink, wit lug oral sien, want u sal nie rigtinggewende inligting daarin hê nie.

'N Skematiese diagram van die McMath-Pierce Solar Telescope Facility, die langste teleskoop. [+] as / optiese tonnel in die wêreld. Selfs hiervoor is 'n spieël nodig om beeldvorming van hoë gehalte te maak.

U sou dink dat 'n moontlike oplossing hiervoor is om 'n uiters lang, ondeursigtige buis te bou wat loodreg op die vlak van u CCD-skikking is, maar selfs dit het 'n probleem: sonder 'n lens of spieël is die lig van enigiets in u veld van- aansig kan steeds elke pixel in u skikking tref. Selfs die langste tonnelskaal wat nog ooit vir hierdie doeleindes gebou is, die McMath-Pierce Solar Telescope, benodig steeds 'n werklike spieël of 'n lens om die lig te fokus. Dit is die grootste dealbreaker om 'n CCD alleen te gebruik om lig te meet, en die grootste rede waarom u 'n spieël of lens benodig.

Hierdie foto, geneem by die Astrium France-fasiliteit in Toulouse, toon die volledige stel van 106 CCD's. [+] wat deel uitmaak van Gaia se fokusvlak. Die CCD's is aan die CCD-ondersteuningstruktuur (CSS) vasgebout. Die CSS (die grys plaat onder die CCD's op hierdie foto) weeg ongeveer 20 kg en is vervaardig van silikonkarbied (SiC), 'n materiaal wat opmerklike termiese en meganiese stabiliteit bied. Die fokusvlak meet 1 × 0,5 meter.

3.) CCD's is heeltemal te duur om 'n skikking van 10 meter in deursnee te dek. Die CCD's self is 'n baie duur stuk toerusting, 'n moderne 12 megapixel CCD, met elke pixel (en 'n mikrolens wat dit bedek) net 3,1 mikron oor, en verkoop tans vir ongeveer $ 3,700. Om 'n oppervlakte gelykstaande aan 'n spieël van 10 meter in deursnee te bedek, sou ongeveer 700 000 van hulle benodig word: 'n koste van ongeveer 3 miljard dollar. Ter vergelyking, die Europese Extremely Large Telescope (ELT), met 'n primêre spieël-deursnee van 39 meter, het 'n geskatte koste vir die hele aanleg en toerusting van minder as die helfte daarvan, net 1083 miljoen euro.

Hierdie diagram toon die nuwe optiese stelsel met 5 spieëls van ESO's Extremely Large Telescope (ELT). . [+] Voordat die wetenskaplike instrumente bereik word, word die lig vir die eerste keer weerkaats vanaf die reuse-konkave, 39 meter gesegmenteerde primêre spieël (M1) van die teleskoop. Dit weerkaats twee verdere 4-meter-spieëls, een konveks (M2) en een konkaaf ( M3). Die laaste twee spieëls (M4 en M5) vorm 'n ingeboude aanpasbare optiese stelsel om uiters skerp beelde op die finale fokusvlak te vorm.

Die ekstra hoeveelheid lig wat u sou verdien deur CCD's sonder spieëls te gebruik, is klein, want u verloor slegs ongeveer 5-10% van u lig per weerkaatsing, maar verdien 'n ekstra 1500% (dit is nie 'n tikfout nie!) Deur van 'n 10 te gaan. -meter deursnee tot 'n 39 meter teleskoop. Eenvoudig gestel, daar is beter maniere om u geld te spandeer as u doel is om meer lig in te samel en 'n hoër resolusie te kry.

Op die grond hou groot, massiewe teleskope nie veral 'n probleem in nie, solank die vorm van. [+] die spieël bly ideaal om lig te weerkaats. Maar in die ruimte word u lanseringskoste bepaal deur grootte en gewig, dus elke bietjie wat u kan bespaar, maak die verskil.

The Observatories of the Carnegie Institution for Science Collection in die Huntington-biblioteek, San Marino, Kalifornië.

4.) As u doel is om gewig te bespaar, is daar 'n beter oplossing. Die Hubble-ruimteteleskoop was 'n ongelooflike uitdaging om te lanseer en te ontplooi, nie net vanweë sy grootte nie, maar vanweë sy gewig. Die swaarheid van die hoofspieël was een van die grootste struikelblokke wat die sending in die gesig staar. Daarenteen sal James Webb meer as sewe keer die ligversamelingsarea van Hubble hê, maar weeg die helfte minder as sy veel kleiner voorganger. Die geheim? Giet jou spieël, vorm dit, poets dit en boor die materiaal aan die agterkant uit.

Die installering van die 18de en laaste segment van die JWST primêre spieël. Die swart oortreksels beskerm. [+] die goudbedekte spieëlsegmente, terwyl al 92% van die oorspronklike materiaal aan die agterkant van die spieëls verwyder is.

As u in die ruimte is en nie met swaartekrag hoef te veg nie, het u nie naastenby soveel struktuur nodig om die teleskoop te ondersteun nie. Nadat elk van die 18 segmente vir James Webb vervaardig is, is 92% van die oorspronklike massa aan die agterkant daaruit geboor, wat die voorste vorm van die spieël behou het, terwyl dit gewig baie bespaar.

Die binnekant en die hoofspieël van die GTC, die grootste enkele optiese teleskoop ter wêreld. [+] vandag.

Daar is baie redes waarom u dalk 'n teleskoop wil bou sonder 'n lens of spieël, want die optimalisering van gewig, koste, materiaal, ligkrag, beeldkwaliteit en resolusie sal altyd 'n kompromie noodsaak. Maar die feit dat CCD's op sigself nie die rigting van die inkomende lig kan meet nie, is 'n harde breker vir 'n spieëlvrye teleskoop. Alhoewel elke spieëlvlak waaruit u weerkaats 'n mate van seinverlies noodsaak, is spieëls steeds die beste manier om 'n hoë-resolusie, ongerepte kwaliteit, groot versamelarea (relatief) goedkoop blik op die heelal te kry. As die koste vir CCD's daal, as 'n skikking so groot soos 'n teleskoopspieël gebou kan word en as die rigting van inkomende fotone ook in real-time gemeet kan word, het ons dalk iets om oor te praat. Maar op die oomblik is daar geen plaasvervanger vir die wetenskap van optika nie. Meer as 300 jaar nadat hy die eerste keer sy baanbrekersverhandeling oor die wetenskap van lig gepubliseer het, is die reëls van Newton nog onoorwonne as dit kom by enkele teleskope!


Laai gekoppelde toestelle (CCD)

Tektronix het CCD (laaikoppelende toestelle) in die 1970's ondersoek as moontlik "vinnig in, vertraag" (FISO) oordragtoestelle. Die idee was dat 'n hoëspoedklok 'n analoog sein kon monster en laaipakkies proporsioneel met die sein in die voorkant van 'n vinnig geklokte CCD kon inspuit. Nadat die monsters versamel is, sou die klok oorskakel na 'n baie stadiger tempo om na die stadiger analoog-na-digitale omsetters oor te draf. Die eerste MOS CCD's wat Tektronix ondersoek het, is by gieterye soos Synertek, Merriman of AMI aangekoop.

Die primêre toepassing vir CCD-toestelle is sensors vir digitale beelding. Tektronix het in die 1980's CCD-beeldmakers ontwikkel en vervaardig as deel van hul Integrated Circuits Operation (ICO). Hierdie TekWeek-artikel van 7 Mei 1985 bevat 'n oorsig van die tegnologie en toepassings. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Hierdie 1986 Tektronix-katalogus beskryf hul tegnologie en bevat hul 2048x2048 CCD-beeldmaker. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Hierdie 1987-brosjure beskryf die Tektronix CCD-beeldmakers, sowel as 'n oorsig van die CCD-beginsels. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Hierdie 24 Maart 1989 TekWeek-artikel beskryf die verskillende CCD's wat vir die Hubble-ruimteteleskoop beplan word. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Hierdie fokus op Tek Volume 6 nommer 3 uit 1990 beskryf Tektronix CCD-pogings, insluitend die werk aan 'n tweede generasie CCD genaamd die Space Telescope Imaging Spectagraph. Meer inligting is op ons Tektronix en die Hubble-ruimteteleskoop-bladsy. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Ongelukkig het 'n beduidende fout in die spieëlkonstruksie die werking van die teleskoop verhinder. Die Tektronix-beeldmateriaal is omgeruil as deel van die korrektiewe optika en instrumente wat in 1993 geïnstalleer is om die spieëlfout te vergoed.

Op 9 Augustus 1991 bevat TekWeek 'n artikel oor die nuwe "reuse" 2048x2048 CCD-reeks wat gebruik word in sterrekunde en mediese beelding. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Hierdie CCD word gebruik as die detektor op die Low Resolution Imaging Spectrometer (LRIS) vir die Cassegrain-fokus van die Keck 10-meter-teleskoop op Mauna Kea in Hawaii. Hierdie referaat van die Departement Sterrekunde aan die California Institute of Technology beskryf die toepassing van die Tektronix CCD. Klik op die afbeelding om die PDF te sien.

Die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) was een van die mees ambisieuse opnames in die sterrekunde. Van 2000 tot 2008 het dit hoë resolusie-beelde gekry wat meer as 'n kwart van die hemelruim beslaan en kaarte van meer as 930 000 sterrestelsels en 120 000 kwasars geskep. Die 2,5 m f / 5-teleskoop was geleë by Apache Point Observatory in die suidooste van Nieu-Mexiko. Die beeldkamera gebruik 30 Tektronix / SITe 2048 x 2048 CCD's wat in 'n 6 x 5 matriks gerangskik is. 'N Fotometriese teleskoop van 20 "vir die kalibrering van die stelsel het 'n enkele Tektronix / SITe 2048 x 2048 CCD gebruik.Meer inligting kan gevind word op die Sloan Digital Sky Survey webwerf

In 1993 is die CCD-groep uit Tektronix gespin om Scientific Imaging Technologies, Inc., (SITe) te vorm. SITe het in 1997 voortgegaan met die ontwikkeling van CCD-tegnologie vir die installering in die baan op die Hubble-ruimteteleskoop. Die CCD wat by SITe, voorheen Tektronix CCD Products Group, ontwikkel is, is vir die dekking van die 305 - 1000 nm-gebied vir die STIS-instrument (Space Telescope Imaging Spectrograph). So het tegnologie wat by Tektronix ontwikkel is, sy weg gevind na die Hubble-ruimteteleskoop.

John Ferrara, ook bekend as John Morris, het 'n artikel geskryf vir die uitgawe van Tek Retiree News in Augustus 2017. In hierdie uittreksel word sy herinneringe aan die CCD-onderneming en die afloop as SITe beskryf.

Ontwikkeling van CCD besigheid
Daar was verskeie ingenieurs onder leiding van 'n hoofingenieur genaamd dr. Morley Blouke. Morley het 'n aantal patente gehad wat verband hou met CCD's (Charge Coupled Devices) en sommige daarvan vir die groep begin ontwerp. In hierdie vroeë negentigerjare begin die groep hierdie ontwerpe vir elektroniese beelding verkoop. Die eerste klante was belangrike sterrewagplekke regoor die wêreld, wat die CCD's gebruik het as die beeldopname van kameras wat op die teleskope gemonteer is. NASA het bewus geword van die CCD-groep by Tektronix en 'n subkontrak uitgereik deur Ball Aerospace vir 'n tweede generasie STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) of kamerastelsel wat in die Hubble-ruimteteleskoop (HST) geïnstalleer moes word. Die oorspronklike HST het 'n gebrekkige spieël wat die teleskoop bysiende gemaak het en die kamerastelsel was primitief in vergelyking met die vermoë van die Tektronix CCD's destyds. 'N Missie is vinnig deur NASA ontwerp om 'n korrigerende lens by die HST te voeg. Dit is in 1993 gedoen. Toe is 'n opgradering van die kamerastelsel met 'n hoër definisie met die Tektronix CCD's in Februarie 1997 voltooi.' N Ander groot klantegroep was mediese beelding wat gebruik CCD's vir digitale mammografie (opsporing van borskanker).

Spinoff van CCD-besigheid
Terwyl Tektronix in die einde van 1993 van plan was om die mikro-elektroniese onderneming in gebou 59 te verkoop, verkoop hulle die CCD-onderneming aan 'n private equity-maatskappy uit Kentucky. Die groep het hulself SITe (Scientific Imaging Technologies) hernoem. Die meeste van die Tektronix-werknemers het ongeveer 50 mense in diens geneem deur die nuwe maatskappy. Hulle het voortgegaan om vanaf gebou 59 te werk deur hul ruimte by Tektronix te huur. Later in 1996, nadat Maxim gebou 59 van Tektronix gekoop het, het SITe van die kampus af verhuis om hul besigheid voort te sit.


Inhoud

Die teleskoop is meer 'n ontdekking van optiese vakmanne as 'n uitvinding van 'n wetenskaplike. [1] [2] Die lens en die eienskappe van die breking en weerkaatsing van lig was al sedert die oudheid bekend, en die teorie oor hoe dit gewerk het, is ontwikkel deur antieke Griekse filosowe, bewaar en uitgebrei in die Middeleeuse Islamitiese wêreld en het 'n beduidende gevorderde toestand teen die uitvind van die teleskoop in die vroeg-moderne Europa. [3] [4] Maar die belangrikste stap wat in die uitvinding van die teleskoop genoem word, was die ontwikkeling van lensvervaardiging vir bril [2] [5] [6] eers in Venesië en Florence in die dertiende eeu, [7] en later in die skouspelagtige sentrums in Nederland en Duitsland. [8] Dit was in Nederland in 1608 waar die eerste dokumente wat 'n brekende optiese teleskoop beskryf, opgeduik het in die vorm van 'n patent wat deur die brilmaker Hans Lippershey ingedien is, 'n paar weke later gevolg deur eise van Jacob Metius, en 'n derde onbekende aansoeker, dat hulle ook van hierdie 'kuns' geken het. [9]

Die woord van die uitvinding het vinnig versprei en Galileo Galilei, toe hy die toestel gehoor het, het binne 'n jaar sy eie verbeterde ontwerpe gemaak en was die eerste wat astronomiese resultate met 'n teleskoop gepubliseer het. [10] Galileo se teleskoop gebruik 'n konvekse lens en 'n konkawe lens, 'n ontwerp word nou 'n Galilese teleskoop genoem. Johannes Kepler het 'n verbetering voorgestel op die ontwerp [11] wat 'n konvekse okular gebruik het, dikwels die Kepleriaanse teleskoop genoem.

Die volgende groot stap in die ontwikkeling van refraktore was die koms van die Achromatic lens in die vroeë 18de eeu, [12] wat die chromatiese aberrasie in Kepleriaanse teleskope tot op daardie tydstip reggestel het - wat baie korter instrumente met veel groter doelstellings moontlik gemaak het. [ aanhaling nodig ]

Vir weerkaatsing van teleskope, wat 'n geboë spieël gebruik in plaas van die objektiewe lens, het die teorie die praktyk voorafgegaan. Die teoretiese basis vir geboë spieëls wat soortgelyk aan lense optree, is waarskynlik vasgestel deur Alhazen, wie se teorieë wyd versprei is in Latynse vertalings van sy werk. [13] Kort na die uitvinding van die brekingsteleskoop, het Galileo, Giovanni Francesco Sagredo en andere, aangespoor deur hul kennis dat geboë spieëls soortgelyk aan lense was, die idee bespreek om 'n teleskoop te bou met behulp van 'n spieël as die beeldvormende doel. . [14] Die potensiële voordele van die gebruik van paraboliese spieëls (hoofsaaklik 'n vermindering van bolvormige afwyking met die eliminasie van chromatiese aberrasie) het gelei tot verskeie voorgestelde ontwerpe vir weerkaatsing van teleskope, [15] waarvan die opvallendste in 1663 deur James Gregory gepubliseer is en tot die Gregoriaanse teleskoop genoem word, [16] [17] maar geen werkende modelle is gebou nie. Isaac Newton word in die algemeen toegeskryf aan die konstruksie van die eerste praktiese weerkaatsende teleskope, die Newton-teleskoop, in 1668 [18], alhoewel dit vanweë hul probleme met die konstruksie en die swak prestasie van die spieëlmetaal-spieëls wat gebruik is, meer as 100 jaar geneem het voordat weerkaatsers gewild geword het. . Baie van die vooruitgang in die weerkaatsing van teleskope sluit in die perfeksie van die vervaardiging van paraboliese spieëls in die 18de eeu, [19] silwer bedekte glasspieëls in die 19de eeu, langdurige aluminiumbedekkings in die 20ste eeu, [20] gesegmenteerde spieëls om groter diameters toe te laat , en aktiewe optika om te vergoed vir swaartekragvervorming. 'N Innovasie in die middel van die 20ste eeu was katadioptriese teleskope, soos die Schmidt-kamera, wat beide 'n lens (korrigeringsplaat) en spieël as primêre optiese elemente gebruik, wat hoofsaaklik gebruik word vir wye beeldvorming sonder sferiese afwyking. [ aanhaling nodig ]

Aan die einde van die 20ste eeu is die ontwikkeling van aanpasbare optika en ruimteteleskope ontwikkel om die probleme van astronomiese siening te oorkom. [ aanhaling nodig ]

Die elektroniese rewolusie van die vroeë 21ste eeu het gelei tot die ontwikkeling van rekenaargekoppelde teleskope in die 2010's wat nie-professionele lugkykers toelaat om sterre en satelliete te aanskou deur relatief goedkoop toerusting te gebruik deur gebruik te maak van digitale astrofotografiese tegnieke wat die vorige dekades deur professionele sterrekundiges ontwikkel het. . 'N Elektroniese verbinding met 'n rekenaar (slimfoon, pad, of skootrekenaar) is nodig om astronomiese waarnemings vanaf die teleskope te doen. Met die digitale tegnologie kan verskeie beelde gestapel word terwyl die geluidskomponent van die waarneming afgetrek word, wat beelde van Messier-voorwerpe en dowwe sterre so dof soos 'n skynbare magnitude van 15 lewer, met toerusting vir verbruikersgraad. [21] [22]

Die basiese skema is dat die primêre ligversamelingselement, die doelstelling (1) (die konvekse lens of die konkawe spieël wat gebruik word om die inkomende lig te versamel), die lig van die verre voorwerp (4) fokus op 'n fokusvlak waar dit 'n regte beeld (5). Hierdie beeld kan opgeneem word of gesien word deur 'n okular (2), wat soos 'n vergrootglas optree. Die oog (3) sien dan 'n omgekeerde vergrote virtuele beeld (6) van die voorwerp.

Omgekeerde beelde Wysig

Die meeste teleskoopontwerpe lewer 'n omgekeerde beeld in die fokusvlak waarna verwys word omkeer teleskope. In werklikheid word die beeld beide onderstebo gedraai en links van regs omgekeer, sodat dit 180 grade van die voorwerp se oriëntasie af gedraai word. In astronomiese teleskope word die gedraaide aansig normaalweg nie reggestel nie, want dit beïnvloed nie die gebruik van die teleskoop nie. 'N Spieël diagonaal word egter dikwels gebruik om die okulariteit op 'n gemakliker plek te sien, en in daardie geval is die beeld regop, maar steeds omgekeer van links na regs. In teleskope op die land, soos omvang, monokulêre en verkyker, word prisma's (byvoorbeeld Porro-prisma's) of 'n afloslens tussen objektief en okularis gebruik om die beeldoriëntasie reg te stel. Daar is teleskoopontwerpe wat nie 'n omgekeerde beeld bied nie, soos die Galilese refraktor en die Gregoriaanse weerkaatser. Hierna word verwys as teleskope oprig.

Ontwerpvariante Redigeer

Baie soorte teleskope vou of lei die optiese baan met sekondêre of tersiêre spieëls. Dit kan 'n integrale deel uitmaak van die optiese ontwerp (Newtonse teleskoop, Cassegrain-reflektor of soortgelyke soorte), of kan bloot gebruik word om die okularis of detector op 'n gemakliker posisie te plaas. Teleskoopontwerpe kan ook spesiale ontwerpte bykomende lense of spieëls gebruik om die beeldkwaliteit oor 'n groter gesigsveld te verbeter.

Ontwerpspesifikasies hou verband met die kenmerke van die teleskoop en die werking daarvan opties. Verskeie eienskappe van die spesifikasies kan verander met die toerusting of bykomstighede wat saam met die teleskoop gebruik word, soos Barlow-lense, sterdiagonale en okulare. Hierdie verwisselbare bykomstighede verander nie die spesifikasies van die teleskoop nie, maar dit verander die werking van die eienskappe van die teleskoop, gewoonlik vergroting, oënskynlike gesigsveld (FOV) en werklike gesigsveld.

Oppervlakoplosbaarheid Wysig

Die kleinste oplosbare oppervlak van 'n voorwerp, gesien deur 'n optiese teleskoop, is die beperkte fisiese area wat opgelos kan word. Dit is analoog aan hoekoplossing, maar verskil in definisie: in plaas van die skeidingsvermoë tussen puntligbronne, verwys dit na die fisiese area wat opgelos kan word. 'N Bekende manier om die kenmerk uit te druk, is die oplosbare vermoë van funksies soos maankraters of sonkolle. Uitdrukking met behulp van die formule word gegee deur twee keer die resolusiekrag R < displaystyle R> oor die diafragma van die diafragma D < displaystyle D> vermenigvuldig met die voorwerpe deursnee D o b < displaystyle D_> vermenigvuldig met die konstante Φ < displaystyle Phi> alles gedeel deur die voorwerpe skynbare deursnee D a < displaystyle D_>. [23] [24]

'N Voorbeeld van 'n teleskoop met 'n diafragma van 130 mm wat die maan in 'n 550 nm golflengte waarneem, word gegee deur: F = 2 RD ⋅ D ob ⋅ Φ D a = 2 ⋅ 0.00055 130 ⋅ 3474.2 ⋅ 206265 1878 ≈ 3.22 < displaystyle F = < frac << frac <2R>> cdot D_ cdot Phi>> = < frac << frac <2 cdot 0.00055> <130>> cdot 3474.2 cdot 206265> <1878>> ongeveer 3.22>

Die eenheid wat in die voorwerpdiameter gebruik word, het die kleinste oplosbare eienskappe by daardie eenheid tot gevolg. In die bostaande voorbeeld word hulle in kilometers benader, wat daartoe lei dat die kleinste oplosbare maankraters 3,22 km in deursnee is. Die Hubble-ruimteteleskoop het 'n primêre spieëlopening van 2400 mm wat 'n oppervlakoplosbaarheid van maankraters bied wat 174,9 meter in deursnee is, of sonvlekke van 7365,2 km in deursnee.

Hoek resolusie Wysig

Die verwarring van die beeld deur onstuimigheid in die atmosfeer (atmosferiese sien) en optiese onvolmaakthede van die teleskoop, word die hoekoplossing van 'n optiese teleskoop bepaal deur die deursnee van die primêre spieël of lens wat die lig versamel (ook genoem 'diafragma') .

Die vergelyking wys dat, al is dit gelyk, hoe groter die diafragma, hoe beter is die hoekresolusie. Die resolusie word nie gegee deur die maksimum vergroting (of "krag") van 'n teleskoop nie. Teleskope wat bemark word deur hoë waardes van die maksimum krag te gee, lewer dikwels slegte beelde.

Vir groot teleskope op die grond word die resolusie beperk deur atmosferiese sig. Hierdie limiet kan oorkom word deur die teleskope bo die atmosfeer te plaas, byvoorbeeld op die berge van die hoë berge, op ballonne en vliegtuie wat hoogvlieg, of in die ruimte. Resolusieperke kan ook oorkom word deur aanpasbare optika, spikkelbeelding of gelukkige beelding vir teleskope op die grond.

Onlangs het dit prakties geword om diafragmasintese met skikkings optiese teleskope uit te voer. Baie hoë resolusie-beelde kan verkry word met groepe kleiner teleskope met 'n wye verspreiding, wat aan mekaar gekoppel word deur versigtig gekontroleerde optiese paaie, maar hierdie interferometers kan slegs gebruik word om helder voorwerpe soos sterre te beeld of om die helder kern van aktiewe sterrestelsels te meet.

Brandpuntlengte en brandpuntverhouding

Die brandpuntafstand van 'n optiese stelsel is 'n maatstaf vir hoe sterk die stelsel lig konvergeer of divergeer. Vir 'n optiese stelsel in die lug is dit die afstand waaroor aanvanklik gekollimeerde strale gefokus word. 'N Stelsel met 'n korter brandpuntlengte het 'n groter optiese krag as een met 'n lang brandpuntlengte, dit buig die strale sterker en bring dit op 'n korter afstand tot 'n fokus. In sterrekunde word die f-getal gewoonlik die genoem brandpuntverhouding genoteer as N < displaystyle N>. Die brandpuntverhouding van 'n teleskoop word gedefinieer as die brandpuntafstand f < displaystyle f> van 'n doel gedeel deur die deursnee D < displaystyle D> of deur die deursnee van 'n openingstop in die stelsel. Die brandpuntafstand beheer die gesigsveld van die instrument en die skaal van die beeld wat op die fokusvlak op 'n oogstuk, filmplaat of CCD aangebied word.

'N Voorbeeld van 'n teleskoop met 'n brandpuntlengte van 1200 mm en deursnee van die opening van 254 mm word gegee deur: N = f D = 1200 254 ≈ 4.7 < displaystyle N = < frac > = < frac <1200> <254>> ongeveer 4.7>

Daar word beweer dat numeriese groot fokusverhoudings dit is lank of stadig. Klein getalle is kort of vinnig. Daar is geen skerp lyne om vas te stel wanneer hierdie terme gebruik moet word nie, en 'n individu kan hul eie standaarde van bepaling oorweeg. Onder hedendaagse astronomiese teleskope word enige teleskoop met 'n brandpuntverhouding stadiger (groter getal) as f / 12 oor die algemeen as stadig beskou, en enige teleskoop met 'n brandpuntverhouding vinniger (kleiner aantal) as f / 6, word as vinnig beskou. Vinniger stelsels het dikwels meer optiese afwykings weg van die middelpunt van die gesigsveld en is gewoonlik veeleisender vir die ontwerp van die okulêre as die stadiger. 'N Vinnige stelsel word dikwels verkies vir praktiese doeleindes in astrofotografie met die doel om meer fotone in 'n bepaalde tydperk te versamel as 'n stadiger stelsel, wat die tydsverloop van fotografie moontlik maak om die resultaat vinniger te verwerk.

Breëveldteleskope (soos astrograwe) word gebruik om satelliete en asteroïdes op te spoor, vir kosmiese straalnavorsing en vir astronomiese opnames van die lug. Dit is moeiliker om optiese afwykings in teleskope met 'n lae f-verhouding te verminder as in teleskope met 'n groter f-verhouding.

Ligversamelingskrag Redigeer

Die ligversamelingskrag van 'n optiese teleskoop, ook bekend as liggreep of diafragmaversterking, is die vermoë van 'n teleskoop om baie meer lig in te samel as die menslike oog. Sy ligversamelingskrag is waarskynlik die belangrikste kenmerk daarvan. Die teleskoop dien as 'n ligte emmer, versamel al die fotone wat daarop neerkom van 'n verafgeleë voorwerp, waar 'n groter emmer meer fotone vang, wat in 'n bepaalde tydperk meer ontvangs van lig kry, wat die beeld effektief verhelder. Dit is waarom die pupille van u oë snags vergroot sodat meer lig die netvlies bereik. Die versamelingskrag P < displaystyle P> vergeleke met 'n menslike oog is die kwadraatresultaat van die verdeling van die diafragma D < displaystyle D> oor die waarnemer se pupil-deursnee D p < displaystyle D_

>, [23] [24] met 'n gemiddelde volwassene met 'n deursnee van die pupil van 7 mm. Jonger persone het groter deursnee, wat gewoonlik 9 mm is, aangesien die deursnee van die pupil met die ouderdom afneem.

'N Voorbeeld van die versamelingskrag van 'n diafragma met 254 mm in vergelyking met die deursnee van 'n volwasse pupil wat 7 mm is, word gegee deur: P = (D D p) 2 = (254 7) 2 ≈ 1316.7 < displaystyle P = left (< frac <>

>> regs) ^ <2> = links (< frac <254> <7>> regs) ^ <2> ongeveer 1316.7>

Ligversamelingskrag kan tussen teleskope vergelyk word deur die areas A < displaystyle A> van die twee verskillende openinge te vergelyk.

As voorbeeld is die ligversamelingskrag van 'n 10-meter-teleskoop 25x dié van 'n 2-meter-teleskoop: p = A 1 A 2 = π 5 2 π 1 2 = 25 < displaystyle p = < frac >>> = < frac < pi 5 ^ <2>> < pi 1 ^ <2> >> = 25>

Vir 'n oorsig van 'n gegewe gebied is die gesigsveld net so belangrik as die versameling van rou lig. Opname-teleskope, soos die Large Synoptic Survey Telescope, probeer om die produk van die spieëlarea en die gesigsveld (of ewigheid) te maksimeer, eerder as om die vermoë om rou lig te versamel.

Vergroting Wysig

Die vergroting deur middel van 'n teleskoop laat 'n voorwerp groter lyk terwyl dit die FOV beperk. Vergroting is dikwels misleidend omdat die optiese krag van die teleskoop die kenmerk is van die mees verkeerde begrip wat gebruik word om die waarneembare wêreld te beskryf. [ opheldering nodig ] By hoër vergrotings verminder die beeldkwaliteit aansienlik; die gebruik van 'n Barlow-lens verhoog die effektiewe brandpuntsafstand van 'n optiese stelsel - vermenigvuldig die beeldkwaliteit.

Soortgelyke geringe effekte kan voorkom as u sterdiagonale gebruik, aangesien lig deur 'n menigte lense beweeg wat die effektiewe brandpuntlengte verhoog of verminder. Die kwaliteit van die beeld hang meestal af van die kwaliteit van die optika (lense) en die kykomstandighede - nie van die vergroting nie.

Vergroting self word beperk deur optiese eienskappe. Met enige teleskoop of mikroskoop, buite 'n praktiese maksimum vergroting, lyk die beeld groter, maar toon dit nie meer besonderhede nie. Dit kom voor wanneer die fynste detail wat die instrument kan oplos, vergroot word tot die fynste detail wat die oog kan sien. Vergroting buite hierdie maksimum word soms genoem leë vergroting.

Om die meeste besonderhede uit 'n teleskoop te kry, is dit van kritieke belang om die regte vergroting te kies vir die voorwerp wat waargeneem word. Sommige voorwerpe lyk die beste teen lae krag, ander met hoë krag en baie met 'n matige vergroting. Daar is twee waardes vir vergroting, 'n minimum en 'n maksimum. 'N Breër gesigsvlak kan gebruik word om die brandpuntlengte van dieselfde okular te hou, terwyl die teleskoop dieselfde vergroting bied. Vir 'n goeie kwaliteit teleskoop wat in goeie atmosferiese toestande werk, word die maksimum bruikbare vergroting deur diffraksie beperk.

Visuele wysiging

'N Voorbeeld van visuele vergroting met behulp van 'n teleskoop met 'n brandpuntlengte van 1200 mm en 'n okular van 3 mm word gegee deur: M = f f e = 1200 3 = 400 < displaystyle M = < frac <>>> = < frac <1200> <3>> = 400>

Minimum wysiging

Daar is die laagste bruikbare vergroting op 'n teleskoop. Die toename in helderheid met verminderde vergroting het 'n limiet wat verband hou met iets wat die uittreepupil genoem word. Die uitgangspupiel is die silinder van die lig wat uit die okular gaan en dus hoe groter die vergroting, hoe groter die uitgangspupil. Die minimum M m < displaystyle M_> kan bereken word deur die teleskoopopening D < displaystyle D> te deel oor die uitgang pupil deursnee D e p < displaystyle D_>. [25] Die vermindering van die vergroting tot by hierdie limiet kan nie die helderheid verhoog nie; teen hierdie limiet is daar geen voordeel vir verminderde vergroting nie. Bereken ook die uittreepupil D e p < displaystyle D_> is 'n verdeling van die diafragma-opening D < displaystyle D> en die visuele vergroting M < displaystyle M> wat gebruik word. Die minimum is soms nie bereikbaar met sommige teleskope nie. 'N Teleskoop met 'n baie lang brandpuntsafstand benodig miskien 'n langer fokuspunt oogstuk as wat moontlik is.

'N Voorbeeld van die laagste bruikbare vergroting met 'n 254 mm diafragma en 7 mm uitgangspupiel word gegee deur: M m = D D e p = 254 7 ≈ 36 < displaystyle M_= < frac <>>> = < frac <254> <7>> ongeveer 36>, terwyl die uitgangspupilerdiameter met 254 mm diafragma en 36x vergroting gegee word deur: D e p = D M = 254 36 ≈ 7 < displaystyle D_= < frac > = < frac <254> <36>> ongeveer 7>

Optimale wysiging

  • Gebruik klein matjies met 'n lae helderheid op die oppervlak (soos sterrestelsels).
  • Gebruik 'n groot vergroting vir klein voorwerpe met 'n hoë helderheid op die oppervlak (soos planetêre newels).
  • Gebruik groot vergroting vir groot voorwerpe ongeag die helderheid van die oppervlak (soos diffuse newels), dikwels binne die minimum vergroting.

Slegs persoonlike ervaring bepaal die beste optimale vergrotings vir voorwerpe, afhangende van waarnemingsvaardighede en sientoestande.

Gesigveld wysig

Gesigveld is die omvang van die waarneembare wêreld wat op enige gegewe oomblik gesien word, deur middel van 'n instrument (byvoorbeeld 'n teleskoop of 'n verkyker), of met die blote oog. Daar is verskillende uitdrukkings van die gesigsveld, naamlik 'n spesifikasie van 'n okular of 'n kenmerk wat bepaal word uit 'n okular en 'n teleskoopkombinasie. 'N Fisiese limiet is afgelei van die kombinasie waar die FOV nie groter as 'n gedefinieerde maksimum kan gesien word nie, as gevolg van diffraksie van die optika.

Klaarblyklik wysig

Skynbare FOV is die waarneembare wêreld waargeneem deur middel van 'n okular sonder oog in 'n teleskoop. Dit word beperk deur die loopgrootte wat in 'n teleskoop gebruik word, gewoonlik met moderne teleskope met 'n deursnee van 1,25 of 2 sentimeter. 'N Breër FOV kan gebruik word om 'n groter, waarneembare wêreld te bereik, gegewe dieselfde vergroting in vergelyking met 'n kleiner FOV, sonder dat dit vergroot. Let daarop dat die verhoging van die FOV die helderheid van 'n waargenome voorwerp verlaag, aangesien die versamelde lig oor meer oppervlakte versprei word, in relatiewe terme verhoog die waarnemingsarea die oppervlak se helderheid verlaag, wat die waargenome voorwerp verdof. Breë FOV-ooglede werk die beste by lae vergrotings met groot diafragma, waar die relatiewe grootte van 'n voorwerp op hoër vergelykende standaarde gesien word, met minimale vergroting wat 'n algehele helderder beeld gee om mee te begin.

Ware wysiging

Ware FOV is die waarneembare wêreld, hoewel 'n okular okular in 'n teleskoop geplaas is. Dit is baie handig om die ware FOV van okulariste te ken, aangesien dit gebruik kan word om dit wat deur die okulêr gesien word, te vergelyk met gedrukte of gerekenariseerde sterrekaarte wat help om die waargenome te identifiseer. Ware FOV v t < displaystyle v_> is die verdeling van oënskynlike FOV v a < displaystyle v_> oor vergroting M < displaystyle M>. [23] [24]

'N Voorbeeld van ware FOV wat 'n okular met 52 ° oënskynlike FOV gebruik by 81,25x vergroting word gegee deur: v t = v a M = 52 81.25 = 0.64 ∘ < displaystyle v_= < frac > = < frac <52> <81.25 >> = 0.64 ^ < circ >>

Maksimum wysiging

Max FOV is die maksimum nuttige ware gesigsveld wat beperk word deur die optika van die teleskoop. Dit is 'n fisiese beperking waar toenames bo die maksimum maksimum bly. Max FOV v m < displaystyle v_> is die loopgrootte B < displaystyle B> oor die teleskoop se brandpuntsafstand f < displaystyle f> omgeskakel van radiaal in grade. [23] [24]

'N Voorbeeld van maksimum FOV met behulp van 'n teleskoop met 'n loopgrootte van 31,75 mm (1,25 duim) en brandpuntlengte van 1200 mm word gegee deur: v m = B ⋅ 180 π f ≈ 31.75 ⋅ 57.2958 1200 ≈ 1.52 ∘ < displaystyle v_= B cdot < frac < frac <180> < pi >>> ongeveer 31.75 cdot < frac <57.2958> <1200>> ongeveer 1.52 ^ < circ >>

Daar is baie eienskappe van optiese teleskope, en die kompleksiteit van waarneming deur een te gebruik, kan 'n ontsaglike taakervaring wees, en eksperimentering is die belangrikste bydraer tot die begrip van die waarneming. In die praktyk bepaal slegs twee hoofeienskappe van 'n teleskoop hoe waarneming verskil: die brandpuntlengte en die diafragma. Dit hou verband met hoe die optiese stelsel na 'n voorwerp of omvang kyk en hoeveel lig deur 'n okulêre oogstuk versamel word. Oogstukke bepaal verder hoe die gesigsveld en die vergroting van die waarneembare wêreld verander.

Waarneembare wêreld Redigeer

Die waarneembare wêreld is wat met 'n teleskoop gesien kan word. Die waarnemer kan baie verskillende tegnieke gebruik wanneer hy na 'n voorwerp of reeks kyk. Die begrip van wat gesien kan word en hoe om dit te sien hang af van die gesigsveld. Om 'n voorwerp te sien op 'n grootte wat heeltemal in die gesigsveld pas, word gemeet aan die hand van die twee teleskoop-eienskappe - brandpuntlengte en diafragma, met die insluiting van 'n okulêre okular met geskikte brandpuntlengte (of deursnee). Om die waarneembare wêreld en die hoekdeursnee van 'n voorwerp te vergelyk, wys hoeveel van die voorwerp ons sien. Die verband met die optiese stelsel kan egter nie lei tot 'n hoë helderheid van die oppervlak nie. Hemelvoorwerpe is dikwels dof vanweë hul groot afstand, en detail kan beperk word deur diffraksie of ongeskikte optiese eienskappe.

Gesigveld en vergrotingsverhouding Redigeer

Om vas te stel wat deur die optiese stelsel gesien kan word, begin met die okulariteit om die gesigsveld en vergroting te gee, en die vergroting word gegee deur die verdeling van die teleskoop en die fokuspunt van die okularis. Met behulp van 'n voorbeeld van 'n amateurteleskoop soos 'n Newtonse teleskoop met 'n diafragma D < displaystyle D> van 130 mm (5 ") en brandpuntsafstand f < displaystyle f> van 650 mm (25,5 duim), gebruik 'n mens 'n okular met 'n brandpuntsafstand d < displaystyle d> van 8 mm en skynbare FOV va < displaystyle v_> van 52 °. Die vergroting waarteen die waarneembare wêreld gesien word, word gegee deur: M = fd = 650 8 = 81.25 < displaystyle M = < frac > = < frac <650> <8>> = 81.25>. Die gesigsveld v t < displaystyle v_> vereis die vergroting, wat geformuleer word deur die verdeling daarvan oor die oënskynlike gesigsveld: v t = v a M = 52 81.25 = 0.64 < displaystyle v_= < frac > = < frac <52> <81.25 >> = 0.64>. Die resulterende ware gesigsveld is 0,64 °, wat nie toelaat dat 'n voorwerp soos die Orion-newel, wat ellipties lyk met 'n hoekdeursnee van 65 × 60 boogminute, deur die teleskoop in sy geheel gesien kan word nie, waar die hele newel is binne die waarneembare wêreld. Die gebruik van metodes soos hierdie kan 'n mens se kykpotensiaal aansienlik verhoog, sodat die waarneembare wêreld die hele voorwerp kan bevat, of om die vergroting te vergroot of te verlaag deur die voorwerp in 'n ander aspek te sien.

Helderheidsfaktor Wysig

Die oppervlak helderheid by so 'n vergroting verminder aansienlik, wat lei tot 'n baie dowwer voorkoms. 'N Dowwer voorkoms het minder visuele detail van die voorwerp tot gevolg. Besonderhede soos materie, ringe, spiraalarms en gasse kan vir die waarnemer heeltemal weggesteek word, wat baie minder kan gee voltooi siening van die voorwerp of omvang. Fisika bepaal dat die oppervlak helderheid by die teoretiese minimum vergroting van die teleskoop 100% is. Prakties egter voorkom verskillende faktore 100% helderheid; dit sluit in teleskoopbeperkings (brandpuntlengte, oogpunt se brandpuntlengte, ens.) En die ouderdom van die waarnemer.

Sommige teleskope kan nie die teoretiese helderheid van die oppervlak van 100% behaal nie, terwyl sommige teleskope dit met 'n baie klein deursnee-oogstuk kan bereik. Om uit te vind watter okulêr benodig word om die minimum vergroting te kry, kan u die vergrotingsformule herrangskik, waar dit nou die verdeling van die brandpunt van die teleskoop oor die minimum vergroting is: F m = 650 18,6 .6 35 < displaystyle < frac > = < frac <650> <18.6 >> ongeveer 35>. 'N Oogstuk van 35 mm is 'n nie-standaard grootte en sou nie in hierdie scenario gekoop kan word om 100% te bereik nie, sou 'n standaard okulêre grootte van 40 mm benodig word. Aangesien die okularis 'n groter brandpuntlengte het as die minimum vergroting, word 'n oorvloed verspilde lig nie deur die oë ontvang nie.

Verlaat leerling Redigeer

Beeldskaal wysig

Wanneer u CCD gebruik om waarnemings op te neem, word die CCD in die fokusvlak geplaas. Beeldskaal (soms genoem plaatskaal) is hoe die hoekgrootte van die voorwerp wat waargeneem word, verband hou met die fisiese grootte van die geprojekteerde beeld in die fokusvlak

Die afleiding van hierdie vergelyking is redelik eenvoudig en die resultaat is dieselfde vir weerkaatsing of breking van teleskope. Konseptueel is dit egter makliker om af te lei deur 'n weerkaatsende teleskoop te oorweeg. As 'n uitgebreide voorwerp met hoekgrootte α < displaystyle alpha> deur 'n teleskoop waargeneem word, dan sal die grootte van die beeld wat op die fokusvlak geprojekteer word, as gevolg van die refleksiewette en trigonometrie wees

Die beeldskaal (hoekgrootte van die voorwerp gedeel deur die grootte van die geprojekteerde beeld) sal dus wees

Geen teleskoop kan 'n perfekte beeld vorm nie. Al sou 'n weerkaatsende teleskoop 'n perfekte spieël hê, of 'n brekende teleskoop 'n perfekte lens kan hê, is die gevolge van die opening van die diafragma onvermydelik. In werklikheid bestaan ​​perfekte spieëls en perfekte lense nie, dus moet beeldafwykings benewens diafragma-afwyking in ag geneem word. Beeldafwykings kan in twee hoofklasse opgedeel word, monochromaties en polichromaties. In 1857 het Philipp Ludwig von Seidel (1821–1896) die eerste orde monochromatiese afwykings in vyf samestellende afwykings ontbind. Daar word nou algemeen na hulle verwys as die vyf Seidel-afwykings.

Die vyf Seidel-afwykings Edit

Optiese defekte word altyd in bogenoemde volgorde gelys, aangesien dit hul afhanklikheid as eerste orde afwykings deur bewegings van die uitgang / toegangsleerlinge uitdruk. Die eerste Seidel-afwyking, Sferiese afwyking, is onafhanklik van die posisie van die uitgangspupil (aangesien dit dieselfde is vir aksiale en ekstra-aksiale potlode). Die tweede, koma, verander as 'n funksie van pupilafstand en bolvormige aberrasie, vandaar die bekende resultaat dat dit onmoontlik is om die koma in 'n lens reg te stel sonder bolvormige afwyking deur die pupil bloot te beweeg. Soortgelyke afhanklikhede beïnvloed die oorblywende afwykings in die lys.


Hoe gereeld word dinge in die Astronomiewêreld vervang?

Ek is besig om my eerste wettige vergadering vir astrofotografie saam te stel. Ek leun tans na die Celestron EdgeHD 11 + Losmandy G11-berg.

Ek het geweet dat dit 'n duur stokperdjie was, maar ek het 'n dogter van 1 jaar (en 'n vrou wat weer wil swanger raak). Ek huiwer om alles dadelik aan die gang te sit. Dit is aanloklik om die aankope te versprei, met ander woorde: koop die teleskoop hierdie maand en die berg 4 - 5 maande van nou af en die kamera enkele maande daarna, ens.

Dit het my laat dink hoe gereeld kom nuwe dinge in hierdie stokperdjie voor? Ek het byvoorbeeld net vir my 'n nuwe rekenaar gebou en ek het probeer om al die onderdele gelyktydig te kry. Wat tegnologie betref, is dit duidelik dat dinge altyd verander en verbeter. As ek 'n jaar later 'n moederbord en 'n SVE aangeskaf het, sou die helfte daarvan 'ou tegnologie' wees teen die tyd dat die rekenaar gebou is.

Uit wat ek kan sien dat EdgeHD al 'n geruime tyd bestaan, kom die opvolger daarvan binnekort uit? Ek sou dink as u 'n goed werkende OTA het, is dit iets wat vir ewig kan duur (anders as 'n rekenaar), maar dinge soos die berg en kameras moet meer gereeld vervang word?

Ek waardeer die terugvoer!

# 2 Couder

Dit is maklik om in so 'n strik te trap. Teleskope en rekenaars is geen uitsondering nie. As u die nuutste en beste dingetjie wil hê: as u gereed is om te koop, plaas dit dan nie net in 'n aparte rekening of geoormerk vir die aankoop nie. As u gereed is vir die volgende aankoop, moet u dit ook doen. Oor 'n jaar of wat as u gereed is om al die komponente te koop, sal u die geld bespaar en u kan terselfdertyd alles nuut kry.

# 3 alphatripleplus

Dit lyk asof tegnologiese veranderinge die meeste van toepassing is op kameras, dit wil sê beduidende ontwikkelinge oor 'n paar jaar. Met optika is daar minder verandering. Die Schmidt Cassegrain-ontwerp van brood en botter bestaan ​​byvoorbeeld al dekades en baie ouer SCT-bestek word nog gebruik. Vir monteerders is dit die geval waar die tegnologiese tegnologie al lank genoeg bestaan, dat ons jaar na jaar nie veel verandering sien nie. Daar is ontwikkelinge in baie hoë monteerders (soos absolute enkodeerders) wat uiteindelik wyer kan raak, maar ek dink nie dit sal binnekort gebeur as gevolg van die koste nie.

Kortom, ek dink goeie optika en 'n ordentlike montering kan lank gebruik word.

# 4 Jon Isaacs

Hallo vriende,

Ek is besig om my eerste wettige vergadering vir astrofotografie saam te stel. Ek leun tans na die Celestron EdgeHD 11 + Losmandy G11-berg.

Ek het geweet dit is 'n duur stokperdjie, maar ek het 'n dogter van 1 jaar (en 'n vrou wat weer wil swanger raak). Dit is aanloklik om die aankope te versprei, met ander woorde: koop die teleskoop hierdie maand en die berg 4 - 5 maande van nou af en die kamera enkele maande daarna, ens.

Dit het my laat dink hoe gereeld kom nuwe dinge in hierdie stokperdjie voor? Ek het byvoorbeeld net vir my 'n nuwe rekenaar gebou en ek het probeer om al die onderdele gelyktydig te kry. Wat tegnologie betref, is dit duidelik dat dinge altyd verander en verbeter. As ek 'n jaar later 'n moederbord en 'n SVE aangeskaf het, sou die helfte daarvan 'ou tegnologie' wees teen die tyd dat die rekenaar gebou is.

Uit wat ek kan sien dat EdgeHD al 'n geruime tyd bestaan, kom die opvolger daarvan binnekort uit? Ek sou dink as u 'n goed werkende OTA het, is dit iets wat vir ewig kan duur (anders as 'n rekenaar), maar dinge soos die berg en kameras moet meer gereeld vervang word?

Ek waardeer die terugvoer!

- Matt

In Astro-Photography word dinge gereeld vervang. Aan die visuele kant kan dinge duur en hou.

Ek dink die meeste astrofotograwe beveel aan om met 'n kort brandpuntsbreker te begin ..

# 5 Supernova74

Wel, optiese wyshede bly die meeste van die tyd dieselfde en verander selde van jaar tot jaar, afgesien van 'n bietjie aanpassing hier en daar. Mounts aan die ander kant blyk meer opgradeerbaar te wees en hardeware en sagteware verander van tyd tot tyd om te hou met die vraag met toegewyde beelders, en die lewe oor die algemeen 'n bietjie makliker maak. Dit is dus nie soos die konvensionele skootrekenaar of rekenaar wat binne 6 maande verouderd raak nie.

ek kan u situasie verstaan ​​waarin u verkeer, maar my beste advies is om AP in te gaan, beeldvorming is geen maklike taak nie, afhangende van u ingesteldheid en meganiese benadering, en soms is dit nie altyd die beste opsie om in alle gewere te vlam nie. en 'n verstaanbare uitbreiding van die grootste omvang en berg wat u kan bekostig, is 'n pad wat ons almal wil volg, net om 'n rukkie agter te kom, dit is 'n tydrowende, uitgebreide leerkurwe, veral met die moontlikheid van 'n nuwe uitgawe aan die gesin. way.so gebruik die woordspeling. Ek sou eers babastappe voorstel, groei binne die stokperdjie as dit die eerste keer is wat AP betref. Die beeld van u beste hulp wat u kan hê, is kennis, maar net u kan besluit.

# 6 rgsalinger

"Ek leun tans na die Celestron EdgeHD 11 + Losmandy G11-berg."

As u hierdie twee toestelle koop, is daar belangriker dinge om te oorweeg. In die eerste plek, tensy u baie vaardig is, gaan u nie veel pret hê met die opstelling nie. Ek stel voor dat u 'n draad begin oor die beeldvorming, want dit sou hierdie draad kap om meer te sê.

Wat u oorspronklike vraag betref, is een van my refraktore nou 16 jaar oud. 'N Ander een is 11 jaar oud. Dit is instrumente van hoë gehalte en sal met die nodige sorg in wese vir ewig hou. Dieselfde met 'n SCT. Hulle gaan binnekort nie 'n beter weergawe maak nie, dus sal die Edge-bestek nog lank bestaan. Onthou daar is 'n lewendige mark vir gebruikte toerusting, sodat u u belegging nooit ten volle sal verloor nie. Mense gebruik steeds driepootjies en bykomstighede wat hulle dekades gelede gekoop het.

Die ander toerusting wat u benodig, is die werklike beeldstelsel - twee kameras, filterwiel en geleier buite die as. My mening is dat die nuutste weergawe van die CMOS / Sony-skyfies goed genoeg is om 'n beeldmaker die volgende vyf jaar of langer te gebruik. Oor die algemeen sou ek nie bekommerd wees dat u binnekort beter toerusting MOET kry nie.

Die probleem in hierdie stokperdjie, as u geld het, is begeerte, nie veroudering of gereelde herstelwerk nie. As u goed koop, kan u dit minstens tien jaar gebruik as u u begeerte kan nagaan.

# 7 SonnyE

Vir my word dinge vervang as dit misluk.

Ek het al my eerste toerusting gelyktydig gekoop, na amper 5 maande se ondersoek. Bespreek dan die kwessies oor die keuse van vullistoerusting. Ek het spesifieke handelsname vertrou, en dit was vullis.

Uiteindelik het ek die asblik vervang deur regte toerusting en sien ek nie dat ek nou te gou vervang nie.

Moeilik om dit te regverdig om te vervang as ek nog steeds oorweldig is met my aalbesresultate.

U kan self besluit. Sien my lys, vergelyk my beelde. Oor die tyd wat ek wil hê, besluit ek dat ek nie regtig nodig het nie.

Die Losmandy G11G is 'n lewensduur berg. U teleskoopkeuse, nie soseer nie.

Maar die berg is die belangrikste deel. U kan meer teleskope kry.

Ek het in AP besef dat die teleskoop die lens is. Dit hoef nie reusagtig te wees vir wat ek wou doen nie, DSO.

Maar as u Planetary wil doen, dan is reuse-weerkaatsers die koning.

Ek sal u dus aanraai om te besluit WAT jy is op soek na. Kyk dan wat diegene wat daarin slaag, gebruik. As 'n planetêre / sonnestelsel, is die weerkaatser waarskynlik 'n uitstekende keuse. As DSO, nee, nie 'n goeie keuse nie.

# 8 MitchAlsup

My C11 (pre EDGE) is aangekoop in 1989 en lewer vandag nog (in die hande van 'n vriend, sodat ek dit een of twee keer per jaar kan sien), nog steeds op die vurkarm. (dit is 31 jaar vir die optika.)

# 9 alphatripleplus

Ek gebruik optika wat wissel in die ouderdom van die 90's tot verlede jaar. Vir monteerders gebruik ek een wat ook uit die 90's is (meestal as rugsteun) en een van 'n paar jaar gelede. My hoofkamera is egter net 'n jaar oud.

# 10 dool

Dit is 'n bietjie soos lewensondersteunende stelsels - as 'n toestel nie die funksie uitvoer wat u benodig nie, vervang u dit oor die algemeen nie met dieselfde ding nie, want dit het misluk. Op hierdie manier sal u tuig ontwikkel.

# 11 WadeH237

Daar is geen rede dat dinge gereeld vervang moet word nie.

Optika moet dekades of langer duur. Lense moet basies vir ewig hou. Die lewensduur van 'n spieël word bepaal deur hoe lank dit weerkaatsend bly.'N Spieël wat blootgestel word aan die elemente, soos op 'n Newtonsk, sou die kortste lewensduur hê (die genoemde dekades). In 'n SCT is die spieël in 'n geslote ruimte, dus dit moet langer duur. Die meganiese komponente van 'n houer moet in werklikheid 'n leeftyd duur as dit versorg word.

Die broosste komponente is elektronika. Die lewensduur van elektronika word sterk beïnvloed deur die kwaliteit van die vervaardiging. Persoonlik beeld ek al byna 25 jaar en hoef ek nooit elektronika (of enigiets anders) te vervang nie. Ek het lank 'n SBIG ST-10XME as my belangrikste beeldkamera gebruik. Dit het my 15 jaar geduur totdat ek dit verkoop het omdat ek 'n ander kamera gekoop het (om beter werkverrigting te kry, nie as gevolg van probleme daarmee nie) en dit oorbodig geword het. Dit het oor die jare 'n paar slegte pixels ontwikkel, maar niks wat met normale kalibrasie opruim nie. Ek was 'n rukkie besig met 'n nuwe CMOS-kamera. Die kamera was letterlik 'n vyfde van die prys van die SBIG, en ek vermoed dat die elektronika daarop nie 15 jaar sou duur nie.

Die ding wat ek in u eerste boodskap opmerk, is dat u noem "hoe gereeld nuwe dinge kom". Dit is myns insiens glad nie belangrik nie. Dit maak nie saak watter nuwe tegnologie kom nie nul effek op toerusting wat u besit. As u na iets nuuts wil opgradeer, is dit nie omdat u ouer toerusting nie gehou het nie. Dit is omdat u vereistes verander het (of u het die nuutste en grootste inligting, wat duur kan wees - in enige stokperdjie of selfs in die daaglikse lewe).

In terme van u huidige aankooplys, sou ek voorstel dat u baie aandag skenk aan Ross se posnommer 6. Daar is geweldige wysheid.


Asteroïde-impak en uitwissing

VI Toekomstige gebeure

Namate meer impakkraters ontdek word en akkuraat verouderd word, sal die inligting tesame met die ontdekking van asteroïdes en komete wat deurkruis, ons help om die werklike bombardement op Aarde vir verskillende voorwerpe te leer. Mettertyd sal ons weet of bombardement veranderlik of periodiek is. Ons weet al dat die geskiedenis van die Aarde en die bombardement 'n hoër impakskoers van asteroïdes moet weerspieël as komete, omdat hulle meer in ons atmosfeer kan binnedring en meer in die binneste sonnestelsel is as komete. Komete, aan die ander kant, het 'n groter rol gespeel in die impak van ons naburige planete. Dit is duidelik dat die botsing van groot buiteaardse liggame met die aarde baie vernietigender is as die van kleiner liggame, alhoewel dit minder gereeld voorkom. Die Aarde en die atmosfeer vertraag die groot liggame nie, wat dan met al hul oorspronklike energie kan oorleef totdat dit tref. Die meeste asteroïdes betree die atmosfeer van die aarde met 'n snelheid van 15-25 km / sek. Komete het moontlik snelhede tot 60 km / sek. In beide gevalle is die energie wat binne 'n paar sekondes vrygestel word van 'n voorwerp van 500 m, baie hoër as wat die meeste of al ons kernwapens saam produseer.

Ons beramings van die frekwensie van verskillende groottes van impakte is bevooroordeeld vir die jongeres, waarvoor ons beter inligting het. Statistieke uit die maan- en planetêre rekord moet vir die verskillende swaartekragvelde daar en vir die verskillende planeetoppervlakke reggestel word. Die eienskappe van die impak met die verskillende fisiese eienskappe van massa, digtheid, struktuur en inslagrigting moet geweeg word aan die eienskappe van die teikenoppervlak. As impak inderdaad 'n ewekansige proses is, is dit nog moeiliker om presies te wees, ondanks die waarnemings- en teoretiese gegewens wat nou beskikbaar is.

Ons wonder nie meer of dit moontlik is om buiteaardse botsings op Aarde te voorkom nie, maar kyk eerder wanneer, hoe groot en watter gevolge dit kan hê en of dit voorkombaar is. Rekenaarsimulasies kan die groottes van kraters van verskillende grootte impakteurs voorspel, en ons kan die effekte aflei. In teenstelling met ander spesies in die verlede, het die mensdom ontwikkel tot die punt dat dit nie net die gevaar vanuit die ruimte herken nie, maar ook die intelligensie en die vermoë het om teen 'n katastrofe voor te berei. Hoe ons te werk gaan, hang af van die aantal sterftes en die hoeveelheid skade wat ons sal aanvaar. Natuurrampe, siekte-, motor- en vliegtuigongelukke en oorlogvoering is baie meer onmiddellike gevare, maar hoewel die gevaar van impak gedurende enige leeftyd van 'n persoon min is, is die gevolge enorm. Teen die einde van die 20ste eeu met 'n wêreldbevolking van 7 miljard mense, sou die onmiddellike effek van 'n groot impak in 'n bevolkte gebied die dood vir miljoene wees en die vernietiging van stede. Terwyl 'n baie verminderde mensdom waarskynlik sou oorleef, sou die beskawing, soos ons dit ken, tot 'n einde kom. Die gevolge op langer termyn kan 'n einde maak aan die hedendaagse voedselketting en lei tot die uitwissing van baie spesies. Met 'n te kort waarskuwingstyd om 'n impak te voorkom, kan anargie wel begin, aangesien paniek versprei en die beskawing breek, selfs voordat die werklike impak plaasvind.

Twee impakgebeurtenisse is in die 20ste eeu gesien. Op 30 Junie 1908 het die beroemde Tunguska-byeenkoms oor Siberië plaasgevind met die lugstroom van 'n asteroïdale vuurbal van ongeveer 50-60 m en het 'n ontploffing gelykstaande aan 'n 15 megaton-bom. Toe die lugaanval plaasgevind het, was dit ongeveer 6 km bo die grondoppervlak, 'n hoogte waarop dit buitensporige skade kon berokken. Terwyl daar geen krater gevorm is nie, is die bos deur die Tunguska-geleentheid vir 2150 km gelyk gemaak. 'N Goed gevestigde "White Night" het oor die lug versprei tot in die weste van Ierland en tot in die suide van Spanje en die Kaukasus. Luggolwe is oor Groot-Brittanje aangeteken en gee ons 'n idee van die betrokke energie. Wetenskaplikes het 20 jaar lank, ná die Russiese revolusie, nie die aanvanklike terrein ondersoek nie, toe L. A. Kulik sonder sukses die meteoriet en die krater gaan soek het. Sedert daardie tyd het later ekspedisies van die Sowjet-Akademie vir Wetenskappe die patroon van uitval uitgewerk en klein ysterfragmente in die omgevalle bome ontdek.

Die tweede waargenome gebeurtenis het in die herfs van 1947 in Siberië plaasgevind, toe die Sikote-Alin-ystermeteoriet opgebreek het toe dit deur die atmosfeer kom en 'n verspreide veld van kraters gemaak het, waarvan een 30 m breed was.

VI.A Elektroniese lugopnames

Ons aanvanklike poging om die bedreiging van impak die hoof te bied, was om na al die voorwerpe te soek wat die uitwissing van die mensdom sou bedreig. Asteroïdes van 1 km (ongeveer 2/3 myl) in deursnee of groter word as die potensiaal beskou om massa-uitwissing te veroorsaak. Daar is geen twyfel dat klein asteroïdes, waarvan daar baie meer as groot is, 'n baie groter kans op impak het en dat dit meer plaaslike rampe kan veroorsaak met lewensverlies en skade nie. Daar word gehoop dat daar binne tien jaar minstens 90% van die groot NEO's tot 1 km groot is. Vyf groot opnames ondersteun deur NASA (National Aeronautics and Space Administration) om moontlike gevaarlike asteroïdes en komete op te spoor, op te spoor en te karakteriseer: Spacewatch, deur die Universiteit van Arizonna Near-Earth Asteroid Tracking (NEAT), deur die Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, CA, met lugmagondersteuning deur teleskope te gebruik in Hawaii Lowell Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS), deur Lowell Observatory in Flagstaff, AZ die Catalina Survey in Tucson, AZ en Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR), deur MIT Lincoln Laboratory met lugmagondersteuning naby Socorro, NM. Hierdie opnames maak gebruik van Newtoniaanse, Cassegrain- en Schmidt-teleskope met grootskaalse CCD (elektroniese) kameras en gevorderde rekenaarprogrammatuur om bewegende voorwerpe te onderskei en op te spoor en op te neem. Duisende bekende en onbekende asteroïdes word elke maand opgespoor, en die bane van baie vorige ontdekkings is verfyn. Die ontdekking van onbekende NEA's van alle groottes het sedert 1998 dramaties toegeneem, en die aantal komete wat ontdek is, neem ook stadig toe. Nuwe tegnologie maak die ontdekking van kleiner, flouer voorwerpe vandag praktieser. Die kennis dat die impak daarvan voorheen omgewingseffekte kan hê en dat die infrastruktuur van ons toenemend tegnologiese beskawing deur kleiner liggame vernietig kan word, dui daarop dat 'n soektog na liggame met 'n deursnee van 50–500 m ook belangrik is.

Dit sou wenslik wees om groot teleskope te hê wat toegewy is aan die ontdekking en opvolg van asteroïdes regoor die wêreld en in albei hemisfere. Dit is nie genoeg om bloot NEO's te ontdek nie, dit is noodsaaklik om waarnemings voort te sit totdat ons wentelbane verfyn het en dit maklik weer kan vind. In die somer en herfs van 2000 het die Japannese beplan om twee teleskope aanlyn te bring vir hul soekprogram. Hulle het ook die behoefte aan maan- en ruimte-gebaseerde NEO-teleskope bespreek om voorwerpe te vind wat vanaf die son se rigting kan naderkom. Aangesien komete met lang tydperke (wat langer as 200 jaar wentel) van groot afstande in die Oort-wolk kan kom, kan ons almal nooit voor hul benadering ken nie. Baie groot teleskope met die nuutste infrarooi-beeldvermoë kan hier help. Die koste om voorbereid te wees op 'n kometiese gebeurtenis is ewige waaksaamheid.

VI.B Versagting van die gevaar

Die versagtingsproses vir 'n voorwerp wat op 'n aardbotsingsbaan is, vereis dat die NEO baie jare voor die tyd bevestig word en dat die NEO gekarakteriseer moet word om 'n internasionale verdediging te bewerkstellig. Verskeie tegnieke is voorgestel om asteroïdale of kometêre impak te voorkom. Die meeste hiervan behels afbuiging van die dreigende liggaam, miskien, deur kernwapens (wat tans deur die internasionale verdrag verbode is om in die ruimte te gebruik) en verlaat die oppervlak van die voorwerp om die snelheid deur straling te verander sonder om dit op te breek, maar dit te stoot. in 'n nuwe baan. As die voorwerp opgebreek word, kan daar meer stukke wees om die aarde teëkom en 'n nuwe stel moeilike probleme. Die feit dat 'n komeet of asteroïede broos kan wees en 'n versameling fragmente om mee te begin, vergroot die gevaar om dit te probeer beweeg. Ander moontlikhede om die voorwerp se baan om die aarde te mis, te verander, is die gebruik van 'n reuse-paraboliese spieël om die sonstrale te konsentreer en die oppervlakrotse te verdamp. Materiaal wat teen 'n hoë spoed vlieg, kan 'n terugslag veroorsaak. Die bevestiging van stuurbare sonseile om die sonligdruk te vang, is 'n ander konsep. Metodes kan wissel na gelang van die draai en tuimel van 'n asteroïde. Nie een van hierdie tegnieke is ooit beproef nie.

VI.C Ruimtetuigwetenskap

Kritieke wetenskaplike vrae moet nog beantwoord word as mense die impakgevaar effektief wil hanteer. Vrae oor die struktuur, oppervlakprosesse en samestelling van beide asteroïdes en komete is belangrik hiervoor en kan die beste beantwoord word deur ruimtetuigmissies wat om hierdie voorwerpe wentel, ondersoek, beland of monster. Die NEAR (Near-Earth Asteroid Rendezvous) missie na Eros, getoon in Fig. 11, gee voorbeelde van sommige van die metodes wat gebruik word om hierdie wetenskaplike vrae aan te spreek. Aan boord van die NEAR Shoemaker-ruimtetuig is vyf baie gespesialiseerde instrumente:

FIGUUR 11. Mosaïek van Eros, soos afgebeeld deur die NEAR Shoemaker-ruimtetuig op 14 Februarie 2000. Kenmerke van so klein, soos 35 m (120 voet) en rotse van huis kan gesien word. [Met dank aan Association of Universities for Research in Astronomy / Space Telescope Science Institute. [

Multispektrale beelde toegerus met 'n lading-gekoppelde apparaat (CCD) beelddetektor wat die besonderhede van die asteroïde so klein as 3 m of 10 voet in deursnee kan fotografeer, bepaal die algehele grootte, vorm en draai van Eros en die oppervlakmorfologie en mineralogie.

X-straal / gammastraal-spektrometer, wat die oorvloed van enkele dosyne belangrike elemente op en naby die oppervlak van die asteroïde sal meet en in kaart kan bring.

Laser afstandmeter, wat die afstand vanaf die ruimtetuig na Eros sal bepaal en sodoende die konstruksie van 'n globale vormmodel en 'n globale topografiese kaart met 'n hoë resolusie moontlik maak.

Magnetometer om die sterkte van die Eros & # x27 magnetiese veld te meet met implikasies vir die termiese en geologiese geskiedenis daarvan.

Radiowetenskaplike eksperiment om die massadigtheid en massaverdeling van die asteroïde te bepaal.

Die beste prosedure om die impak van 'n asteroïde of komeet op die aarde aan te spreek, hang af van die antwoorde op sommige van ons vrae.

Baie asteroïdes en komete kan die mensdom bevoordeel of vernietig. Impak en uitwissing is beide natuurlike en fundamentele prosesse op ons aarde, maar die moontlikheid om die rigting van hierdie prosesse te verander, bly.


'Floating Cloud' kan spieëls op toekomstige ruimteteleskope vervang

Die gebruik van glinsterwolke om lig te weerkaats, kan 'n manier wees om die gewig van toekomstige ruimteteleskope te verminder, sê wetenskaplikes.

Die tegnologie, genaamd Orbiting Rainbows, sal veroorsaak dat deeltjies soos 'n drywende spieël optree, wat baie minder swaar sal wees as die soliede spieël wat gewoonlik in 'n teleskoop geplaas word. Aangesien die "spieël" minder sou weeg, sou dit minder brandstof benodig om teleskope wat met die tegnologie toegerus is, in 'n baan te stuur en sodoende die koste te verlaag.

"Dit is 'n drywende wolk wat as 'n spieël optree," het hoofondersoeker Marco Quadrelli, wat by die NASA se Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena, Kalifornië, is. "Daar is geen rugstruktuur nie, geen staal daaroor nie, geen skarniere nie net 'n wolk. [Verwante: Die toekoms van ruimteteleskope]

Die stelsel, wat nog by JPL ontwikkel word, sou 'n wolk van miljoene "glitteragtige korrels" met verskeie laserstrale beweeg en vasvang. Die fotone van die lig in die laserstraal druk op die wolk vanuit verskillende rigtings en mik om die korrels in dieselfde rigting te laat gelykstaan. Met hierdie stelsel is dit moontlik dat die Orbiting Rainbows-stelsel 'n groter diafragma kan hê en die plek waar lig deur en mdash beweeg as die gewone teleskope kan hê.

Die kompromie is beeldvervorming, omdat spieëls fyner geslyp word om lig te weerkaats as wat 'n wolk glinster sou wees. Om dit te omseil, is navorsers besig met rekenaaralgoritmes wat verskeie beelde ondersoek en die 'spikkeleffek' wat die glinster skep, verwyder.

Tot dusver is die idee getoets in die laboratorium en mdash, maar deur die verspreiding van glinster op 'n konvensionele konkawe lens. 'N Span onder leiding van mede-ondersoeker Grover Swartzlander, medeprofessor aan die Rochester Institute of Technology, het die' glitter mirror 'gebruik om na 'n gesimuleerde dubbelsterstelsel te kyk. Die span het ook verskeie foto's geneem en dit suksesvol verwerk om die twee sterre te wys.

'N Spieël wat met laser vasgekeer is, is die eerste keer in 1979 deur die sterrekundige Antoine Labeyrie in die Coll & egravege de France in Parys voorgestel. Voordat hulle oor die huidige ontwerp besluit, het die span dit ook oorweeg om die nuwe tegnologie te baseer op algemene ligverstrooiingstrukture wat in die natuur voorkom, soos reënboë, wolke en komeetsterte.

Die tegnologie word gefinansier onder NASA se Innovative Advanced Concepts-program en mdash, 'n afdeling vir nuwe tegnologieë wat gebruik kan word in verre toekomstige missies en mdash en is in 2014 vir fase 2-finansiering gekies.

As die tegnologie ooit in 'n lae-aarde-baan getoets word, beplan die navorsers om 'n teleskoop op te stuur met slegs 'n klein wolk deeltjies wat ongeveer so groot soos 'n botteldop sou wees. As ligweerkaatsing suksesvol is, sal hulle probeer om beeld te maak.


Spieël-aluminisering

Enige opinies oor waar om 'n spieël te laat aluminiseer? OWL (Optic Wave Labs) sal die spieël gratis toets. Het iemand ervaring met hulle?

# 2 Steve Dodds

Enige opinies oor waar om 'n spieël te laat aluminiseer? OWL (Optic Wave Labs) sal die spieël gratis toets. Het iemand ervaring met hulle?

Dankie!

Hulle het hul wel en wee. Die afgelope paar maande het hulle baie opbrengste gehad, blyk dat hulle 'n idioot gehad het wat hul stelsel bestuur, hulle het hom vervang en sedertdien was dit goed.

# 3 CltFlyboy

Het iemand 'n voorkeur- / betroubare winkel vir hierdie werk? Ek het 'n sekondêre op my 10 "SCT wat sproete het en 'n strook nodig het. Slegs die tweede, die primêre is in 'n ongerepte toestand.

# 4 DAVIDG

Het iemand 'n voorkeur- / betroubare winkel vir hierdie werk? Ek het 'n sekondêre op my 10 "SCT wat sproete het en 'n strook nodig het. Slegs die tweede, die primêre is in 'n ongerepte toestand.

Het nog nooit probleme met Majestic gehad nie. Ek gebruik dit al jare. Hulle is ook vinnig. Gewoonlik kry ek my optika binne 'n week terug, terwyl ander ondernemings 'n maand of langer kan duur.

# 5 Garyth64

Ek het nog altyd Majestic gebruik, nog nooit 'n probleem gehad nie.

Hier is 'n onlangse draad hier op CN van 'n paar weke gelede:

# 6 zeddie

Hulle het hul wel en wee. Die afgelope paar maande het hulle baie opbrengste gehad, blyk dat hulle 'n idioot gehad het wat hul stelsel bestuur, hulle het hom vervang en sedertdien was dit goed.

FYI, UIL doen nie meer spieëltoetse nie.

# 7 JohnnyMonroe

Moenie met Optic Wave Labs sake doen nie. Soek in die forums vir ander onderwerpe daaroor.

# 8 sterrekyker193857

Het iemand die bandtoets op bekledings van enige bekende laagwerk gedoen? Ek het gesien hoe 'n youtube-deklaag van een of ander deklaag die eendbandtoets geslaag het, en gesê het dat militêre standaarde slegs die parafien-toets moet slaag.

Hoe belangrik dink u is hierdie toetse eintlik vir normale hantering en skoonmaak van seepwater sonder om te skrop?

# 9 Oregon-raybender

Ingenieur vir optiese navorsing

Die bandtoets is slegs vir militêre graadoptika. Dit is tydens WW2 aangebring om te verseker dat die laag gedurende die oorlog sou hou en of dit geberg sou word vir vervanging. Die band wat gebruik word, is sellofaan-tipe (geen ander band moet gebruik word nie, die gom is anders, sommige is sterker as ander). Die rand word getoets, nooit die duidelike diafragma van die optika nie. Die trek is stadig.

Die toets is ontwerp om die skoonmaakmetode en die nakoming van die laag (gloedontlading) te toets

Ek sou nie aanraai om 'n bandtoets oor amateuroptika te doen nie, tensy u 'n militêre laag (wat 2-3 keer duurder is) betaal het.

Normale skoonmaak met seep en gedistilleerde water mag nie veroorsaak dat die bedekking verwyder word nie, ongeag of die bandtoets geslaag is of nie.

# 10 Steve Dodds

Net die FYI wat die bandtoets doen, al skil dit nie die aluminium af nie, sal die grootste deel van die oortrek afskil.

# 11 zeddie

Ok, so wat van beskermde aluminium versus verbeterde aluminium (teen Spectrum se "MaxR")? Menings?

# 12 Steve Dodds

Ok, so wat van beskermde aluminium versus verbeterde aluminium (teen Spectrum se "MaxR")? Menings?

In teenstelling met die meeste opinies, sal hulle albei ewe lank duur, en verbeter, versprei die lig nie meer as reg nie. U sal egter nooit 'n verskil tussen hulle sien nie, nooit! 5% is net nie genoeg om visueel te sien nie, ek weet dit omdat ek dit probeer het.

# 13 sterrekyker193857

Selfs al sou 6% tussen twee spieëls gesien kon word, word sekondêrs meestal met die primêre reëlings gedoen en is dit dus nie die optimale diktes vir 45 grade nie.

In die beste geval sou 'n 10 "met verbeterde bedekkings so helder wees as 'n 96/89 * 10" = 10,8 ". Dit sou 16% helderder wees tussen die twee spieëls. 20% word beskou as die limiet wat mense opmerk.

Maar niks verkeerd om te betaal om 'n bietjie helderder te gaan as u kan nie.Dit kan op sommige drempelvoorwerpe saak maak, maar nie op ander nie.

Die lyn van 20% in die sand is eintlik net gebaseer op hoeveel voorwerpe by verskillende vergrotings sal verskil. Waarskynlik sal ten minste een op die punt wees.

# 14 sterrekyker193857

Ek het 'n 8 "en 'n 6" gehad, albei op 53x, gerig op M51. Nie veel verskil nie. Ek kon sien die 8 "was helderder, inderdaad twee keer so helder. Maar dit het nie veel verskil gemaak in die skoonheid of wat ek kon sien nie.

Ek het 'n 10 "en 35 mm-okularis op M13 (34x) gerig, en 'n 6" op 53x. Sy aan sy. Ek het 'n beter uitsig in die 6 "gesien. Vergroting is belangrik.


Maar toe neem ek die 10 "tot 208x, en dieselfde met die 8". Die 10 "het dan die 8 weggewaai". Die een was dof, die ander helder.

Diafragma is die belangrikste by hoë krag of op dowwe stofbane. Daar is nie veel verskil aan helder goed by 3-4 mm uitgangspupil nie.

Al drie bestek is langs mekaar opgestel. Ek wens ek kon M31 in die 10 "gesien het, maar dit het agter 'n boom geloop. Ek was nie lus vir die boom nie, en het M31 net in die 8" en 6 "gesien.

Geredigeer deur stargazer193857, 06 Oktober 2020 - 15:53.

# 15 Steve Dodds

Selfs al sou 6% tussen twee spieëls gesien kon word, word sekondêrs meestal met die primêre reëlings gedoen en is dit dus nie die optimale diktes vir 45 grade nie.

In die beste geval sou 'n 10 "met verbeterde bedekkings so helder wees as 'n 96/89 * 10" = 10,8 ". Dit sou 16% helderder wees tussen die twee spieëls. 20% word beskou as die limiet wat mense opmerk.

Maar niks verkeerd om te betaal om 'n bietjie helderder te gaan as u kan nie. Dit kan op sommige drempelvoorwerpe saak maak, maar nie op ander nie.

Die lyn van 20% in die sand is eintlik net gebaseer op hoeveel voorwerpe by verskillende vergrotings sal verskil. Waarskynlik sal ten minste een op die punt wees.

Die rede waarom ek sê dat daar geen verskil is nie, is dat Tom Clark van Tectron-teleskope in 2000 2 20 "f / 5-bestekopname na die wintersterparty geneem het. Die een omvang het op albei spieëls verbeter, die ander het gewone aluminium op albei spieëls. albei die omvang op dieselfde voorwerp, dieselfde oogstuk, dieselfde waarnemer, die hele nag kon nie een persoon die verskil sien nie, en as hierdie mense onder die beste lug in die land dit nie kon sien nie, kan jy ook nie.