Sterrekunde

Verhouding tussen hoekoplossing en diafragma?

Verhouding tussen hoekoplossing en diafragma?


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.

Die hoekoplossing van 'n teleskoop word gegee deur $ frac {1.22 lambda} {D} $.

Dit moet beteken dat hoe kleiner die opening D, hoe hoër die hoekresolusie. Maar dit is presies die teenoorgestelde - waarom?


'N Deel van die verwarring spruit uit die gebruikte woorde. "hoër" resolusie beteken nie beter nie, dit beteken dat slegs groter voorwerpe opgelos kan word; maar ons wil klein voorwerpe kan oplos, soos die hoekafstand tussen 'n paar dubbelsterre. So klein is beter in hierdie situasie.


Die hoekresolusie vertel u slegs u vermoë om twee afsonderlike ligpunte te onderskei ("oplos"). U kan byvoorbeeld die twee verskillende koplampe op 'n motor onderskei van 'n enkele lig in die verte.

Die hoekige vergroting het niks met die hoekoplossing te doen nie: dit word bepaal deur die brandpuntsafstand van u primêre en objektiewe, en die okularis indien van toepassing.


U formule is korrek. By gebrek aan instrumentele effekte of vertroebeling van die atmosfeer, gee dit (ongeveer) die minimum hoek skeiding tussen twee voorwerpe wat opgelos kan word. Hoe groter dit is, hoe erger jou teleskoop is. U wil hê dat die resolusie moet wees klein.


Onderwysnotas vir pixelgrootte en kameraresolusie

'N Pixel is die deel van 'n sensor wat versamel fotone sodat hulle in foto-elektrone omskep kan word. Verskeie pixels bedek die oppervlak van die sensor sodat beide die aantal fotone wat opgespoor word, en die ligging van hierdie fotone kan bepaal word.

Pixels kom in baie verskillende groottes voor, wat elk hul voor- en nadele het. Groter pixels kan dit doen versamel meer fotone , as gevolg van hul toename in oppervlakte. Hierdeur kan meer fotone omgeskakel word in foto-elektrone, verhoog die sensitiwiteit van die sensor. Dit is egter ten koste van die resolusie.

Kleiner pixels in staat is om te voorsien hoër ruimtelike resolusie maar neem minder fotone per pixel vas . Om dit te probeer oorkom, kan sensors weer verlig word om die hoeveelheid lig wat deur elke pixel vasgevang en omgeskakel word, te maksimeer.

Die grootte van die pixel bepaal ook die geheel grootte van die sensor . Byvoorbeeld, 'n sensor met 1024 x 1024 pixels, elk met 'n oppervlakte van 169 μm 2, het 'n sensorgrootte van 13,3 x 13,3 mm. 'N Sensor met dieselfde aantal pixels, nou met 'n oppervlakte van 42,25 μm 2, het 'n sensorgrootte van 6,7 x 6,7 mm.

Kamera resolusie

Kamera-resolusie is die vermoë van die beeldtoestel om los twee punte op wat naby mekaar is . Hoe hoër die resolusie, hoe kleiner die detail wat uit 'n voorwerp opgelos kan word. Dit word beïnvloed deur pixelgrootte, vergroting, kamera-optika en die Nyquist-limiet. Kamera-resolusie kan bepaal word deur die vergelyking:

Waar 2.3 vergoed vir die Nyquist limiet . Hierdie limiet word bepaal deur die Rayleigh-kriterium van die monster. Die Rayleigh-kriterium word gedefinieer deur of twee aangrensende Airy-skywe (sentrale ligpunt van die afbrekingspatroon van 'n ligbron) al dan nie onderskei van mekaar, en bepaal die kleinste punt wat opgelos kan word (soos getoon in Figuur 1).

Figuur 1: Links: Twee aangrensende Airy-skywe wat van mekaar onderskei kan word. Regs: Twee luieragtige skywe wat nie van mekaar onderskei kan word nie, aangesien dit onder die Rayleigh-kriterium is.

Nyquist limiet bepaal of 'n sensor kan onderskei tussen twee naburige voorwerpe . As die afstand tussen twee voorwerpe is groter as die Nyquist-limiet, of hierdie limiet met 'n faktor van minstens 2 oorskry, kan 'n sensor onderskei tussen die twee voorwerpe . Die Nyquist-limiet word bepaal deur die ruimtelike frekwensie (aantal helder kolle binne 'n gegewe afstand) van die voorwerp wat u wil voorstel.

As u byvoorbeeld probeer om 'n paar ligte kolle te meet α nm uitmekaar , moet u ten minste meet elke nm om die ruimtelike frekwensie vas te lê (d.w.s. die ligpunte oplos). Hierdie ruimtelike frekwensie laat die gapings tussen die ligpunte te wees as 'n swart pixel vasgelê (dit wil sê 'n pixel sonder sein). As die afstand tussen die helder kolle is groter as die grootte van die pixel, sal 'n swart pixel nie vasgelê word nie en daarom sal die ligpunte ook gevang word nie opgelos word nie . Dit is waarom kleiner pixels 'n hoër resolusie bied, soos in Figuur 2 getoon.

Figuur 2: skema wat toon dat daar een pixelwydte tussen twee voorwerpe moet wees om die Nyquist-limiet te oorkom, sodat die twee voorwerpe opgelos kan word. Dit is die rede waarom kleiner pixels 'n hoër resolusie bied, aangesien dit tussen kleiner voorwerpe kan onderskei.

Lensresolusie

Dit is ook belangrik om die resolusie van die kameralens by die bepaling van die algehele stelselresolusie. Die vermoë van 'n lens om 'n voorwerp op te los word beperk deur diffraksie . Wanneer die lig wat deur 'n voorwerp deur 'n lensopening beweeg, dit afbreek en 'n afbreekpatroon in die beeld vorm (soos getoon in Figuur 3A). Dit staan ​​bekend as 'n Lugtige patroon , en het 'n sentrale plek omring deur helder ringe met donkerder streke tussenin (Figuur 3B). Die sentrale ligpunt word 'n Lugtige skyf , waarvan die hoekstraal word gegee deur:

Waar θ die hoekresolusie (radiale) is, is λ die golflengte van lig (m) en D die deursnee van die lens (m).

Twee verskillende punte op 'n voorwerp wat gefotografeer word, lewer twee verskillende Airy patrone . As die hoekskeiding tussen die twee punte is groter as die hoekstraal van hul Airy-skyf, is die twee voorwerpe opgelos kan word (Rayleigh’s Criterion) . As die hoekskeiding is kleiner egter die twee verskillende punte op die voorwerp saamsmelt . Dit kan gesien word in Figuur 3C.

Figuur 3: (A) Voorstelling van 'n diffraksiepatroon wat geproduseer word wanneer 'n ligbron deur 'n lensopening gaan. (B) 'n Voorbeeld van 'n lugagtige patroon wat bepaal word deur lig wat deur 'n opening afgetrek word. (C) Top: Twee aangrensende Airy-patrone wat van mekaar kan onderskei word as gevolg van die skeiding van die Airy-skywe. Middel: Twee Airy-skywe wat saamsmelt, voorkom dat dit onderskei kan word. Onder: Twee aangrensende Airy-patrone is volledig saamgevoeg.

Die hoekstraal van die Airy-skyf word bepaal deur die lensopening, daarom is die diameter van die lensopening ook bepaal resolusie . Aangesien die deursnee van die lensopening en die hoekstraal van die Airy-skyf 'n omgekeerde verband het, is die groter die opening hoe kleiner die hoekstraal . Dit beteken dat 'n groter opening tot gevolg het hoër lens resolusie aangesien die afstand tussen kleiner besonderhede kan bly groter as die hoekstraal van die Airy-skyf. Dit is dikwels die rede waarom astronomiese teleskope groot lensdiameters het om die fynere besonderhede in sterre op te los.


Verhouding tussen hoekoplossing en diafragma? - Sterrekunde

Die numeriese diafragma van 'n mikroskoopoogmerk is 'n maatstaf vir die vermoë om lig te versamel en fyn monsters op 'n vaste voorwerpafstand op te los. Beeldvormende liggolwe gaan deur die monster en betree die objektief in 'n omgekeerde kegel, soos geïllustreer in Figuur 1. 'n Langsnit van hierdie ligkegel toon die hoekopening, 'n waarde wat bepaal word deur die fokuspunt van die objektief.

Die hoek m is die helfte van die hoekopening (A) en is verwant aan die numeriese opening deur die volgende vergelyking:

Numerieke diafragma (NA) = n (sin m)

waar n die brekingsindeks van die beeldvormende medium is tussen die voorste lens van die objektief en die glasglas van die eksemplaar, 'n waarde wat wissel van 1,00 vir lug tot 1,51 vir gespesialiseerde dompelolie. Baie outeurs vervang die veranderlike a vir m in die numeriese diafragmavergelyking. Uit hierdie vergelyking is dit duidelik dat wanneer die beeldmedium lug is (met 'n brekingsindeks, n = 1.0), die numeriese diafragma slegs afhang van die hoek m waarvan die maksimum waarde 90 is. Die sonde van die hoek m het dus 'n maksimum waarde van 1.0 (sin (90 ) = 1), wat die teoretiese maksimum numeriese diafragma is van 'n lens wat met lug as beeldmedium werk (met behulp van 'droë' mikroskoopdoelstellings) .

Interaktiewe tutoriaal
Numerieke diafragma-ligkegels Verken hoe die grootte en hoekopening van die ligkegel wat deur 'n mikroskoopdoelwit vasgelê word, verander met die numeriese diafragma. Met hoër numeriese diafragma's kan al hoe skuins strale die objektiewe voorlens binnedring, wat 'n beter resolusie gee.

In die praktyk is dit egter moeilik om numeriese diafragma-waardes bo 0,95 met droë doelwitte te bereik. Figuur 2 illustreer 'n reeks ligkegels afgelei van doelstellings met verskillende brandpuntsafstand en numeriese diafragma. Namate die ligkegels verander, neem die hoek m toe van 7 in Figuur 2 (a) tot 60 in Figuur 2 (c), met die gevolglike toename in die numeriese diafragma van 0.12 tot 0.87, wat die limiet nader wanneer lug die beeldvorming is. medium.

Deur die numeriese diafragmavergelyking te ondersoek, is dit duidelik dat brekingsindeks die beperkende faktor is in die bereiking van numeriese diafragma groter as 1.0. Daarom moet die brekingsindeks van die medium tussen die voorste lens van die objektief en die monster verhoog word om hoër numeriese openings te verkry. Mikroskoopdoelstellings is nou beskikbaar wat beelding in alternatiewe media moontlik maak, soos water (brekingsindeks = 1,33), gliserien (brekingsindeks = 1,47) en onderdompelingsolie (brekingsindeks = 1,51). Daar moet met hierdie doelwitte omgesien word om ongewenste artefakte te voorkom wat sal ontstaan ​​wanneer 'n doelwit met 'n ander onderdompelingsmedium gebruik word as waarvoor dit ontwerp is. Ons stel voor dat mikroskopers nooit doelstellings gebruik wat ontwerp is vir die onderdompeling van olie met glycerine of water nie, hoewel daar onlangs 'n aantal nuwer doelwitte bekendgestel is wat met verskeie media sal werk. Raadpleeg die vervaardiger of daar twyfel bestaan.

Die meeste doelstellings in die vergroting tussen 60x en 100x (en hoër) is ontwerp vir gebruik met onderdompelingsolie. Deur die numeriese diafragmavergelyking hierbo te ondersoek, kom ons agter dat die hoogste teoretiese numeriese diafragma wat met onderdompelingsolie verkry word, 1,51 is (wanneer sin (m) = 1). In die praktyk het die meeste olie-onderdompelingsdoelstellings egter 'n maksimum numeriese diafragma van 1,4, met die mees algemene numeriese diafragma's wat wissel van 1,0 tot 1,35.

Interaktiewe tutoriaal
Onderdompelingsolie en numeriese diafragma Ondersoek hoe brekingsindeks van die beeldvormende medium (lug, olie, gliserien of water) van kritieke belang is om die numeriese werksopening van 'n mikroskoopdoelstelling te bepaal.

Besoekers word uitgenooi om veranderinge in numeriese diafragma met veranderings in m te ondersoek, met behulp van ons interaktiewe tutoriaal wat ondersoek hoe numeriese diafragma en vergroting verband hou met die hoekopening van 'n doel.

Die numeriese diafragma van 'n doelstelling hang ook tot 'n sekere mate af van die hoeveelheid regstelling vir optiese afwyking. Hoogs gekorrigeerde doelstellings is geneig om baie groter numeriese openings vir die onderskeie vergroting te hê, soos geïllustreer in Tabel 1 hieronder. As ons 'n reeks tipiese 10x-doelstellings as voorbeeld neem, sien ons dat vir platvlak-gekorrigeerde plandoelstellings numeriese diafragmaverhogings ooreenstem met die regstelling van chromatiese en bolvormige afwyking: plan achromat, NA = 0,25 plan fluoriet, NA = 0,30 en plan apochromat, NA = 0,45.

Objektiewe numeriese openings
Vergroting Beplan Achromat
(NA)
Beplan fluoriet
(NA)
Beplan Apochromat
(NA)
0,5x 0.025 nvt nvt
1x 0.04 nvt nvt
2x 0.06 nvt 0.10
4x 0.10 0.13 0.20
10x 0.25 0.30 0.45
20x 0.40 0.50 0.75
40x 0.65 0.75 0.95
40x (olie) nvt 1.30 1.00
60x 0.75 0.85 0.95
60x (olie) nvt nvt 1.40
100x (olie) 1.25 1.30 1.40
150x nvt nvt 0.90
Tabel 1

Hierdie kenmerk van toenemende numeriese diafragma oor 'n toenemende optiese regstellingsfaktor in 'n reeks doelstellings van soortgelyke vergroting, geld in die hele reeks vergrotings soos getoon in Tabel 1. Die meeste vervaardigers streef daarna om te verseker dat hul doelwitte die hoogste regstelling en numeriese diafragma het moontlik vir elke klas doelwit.

Die resolusie van 'n mikroskoopdoelwit word gedefinieer as die kleinste afstand tussen twee punte op 'n monster wat steeds as twee afsonderlike entiteite onderskei kan word. Resolusie is 'n ietwat subjektiewe waarde in mikroskopie, want by 'n groot vergroting kan 'n beeld onskerp lyk, maar steeds opgelos word tot die maksimum vermoë van die doel. Numeriese diafragma bepaal die oplossingkrag van 'n doel, maar die totale resolusie van 'n mikroskoopstelsel is ook afhanklik van die numeriese diafragma van die onderkondensor. Hoe hoër die numeriese diafragma van die totale stelsel, hoe beter is die resolusie.

Die korrekte belyning van die optiese stelsel van die mikroskoop is ook van uiterste belang om die maksimum resolusie te verseker. Die kondensator van die substasie moet met die doelwit ooreenstem met die numeriese opening en verstelling van die diafragma van die diafragma-iris vir akkurate ligkegelvorming. Die golflengtespektrum van die lig wat gebruik word om 'n monster af te beeld, is ook 'n bepalende faktor in die resolusie. Korter golflengtes is in staat om besonderhede in groter mate op te los as die langer golflengtes. Daar is verskillende vergelykings wat afgelei is om die verband tussen numeriese diafragma, golflengte en resolusie uit te druk:

R = / (2NA) (1)
R = 0,61 / NA (2)
R = 1,22 / (NA (obj) + NA (cond)) (3)

Waar R resolusie is (die kleinste oplosbare afstand tussen twee voorwerpe), is NA gelyk aan numeriese diafragma, gelyk aan golflengte, NA (obj) is gelyk aan die objektiewe numeriese diafragma, en NA (Cond) is die kondensator se numeriese diafragma. Let op dat vergelyking (1) en (2) verskil deur die vermenigvuldigingsfaktor, wat 0,5 is vir vergelyking (1) en 0,61 vir vergelyking (2). Hierdie vergelykings is gebaseer op 'n aantal faktore (insluitend 'n verskeidenheid teoretiese berekeninge wat deur optiese fisici gemaak is) om die gedrag van doelstellings en kondenseerders te verantwoord, en moet nie as 'n absolute waarde van enige algemene fisiese wet beskou word nie. In sommige gevalle, soos konfokale en fluoressensie-mikroskopie, kan die resolusie die perke van enige van hierdie drie vergelykings oorskry. Ander faktore, soos 'n lae monsterkontras en onbehoorlike beligting, kan 'n laer resolusie en, meer dikwels as nie, die werklike maksimum waarde van R (ongeveer 0,25 mm met behulp van 'n middel-spektrum golflengte van 550 nanometer) en 'n numeriese diafragma van 1.35 tot 1.40 word nie in die praktyk gerealiseer nie. Tabel 2 gee 'n lysresolusie (R) en numeriese diafragma (NA) deur objektiewe vergroting en regstelling.

Resolusie en numeriese diafragma volgens objektiewe tipe
& nbsp Objektiewe tipe
& nbsp Beplan Achromat Beplan fluoriet Beplan Apochromat
Vergroting N.A Besluit
(& microm)
N.A Besluit
(& microm)
N.A Besluit
(& microm)
4x 0.10 2.75 0.13 2.12 0.20 1.375
10x 0.25 1.10 0.30 0.92 0.45 0.61
20x 0.40 0.69 0.50 0.55 0.75 0.37
40x 0.65 0.42 0.75 0.37 0.95 0.29
60x 0.75 0.37 0.85 0.32 0.95 0.29
100x 1.25 0.22 1.30 0.21 1.40 0.20
N.A. = Numeriese diafragma
Tabel 2

As die mikroskoop in perfekte belyning is en die doelwitte op die regte manier ooreenstem met die kondensator van die substasie, kan ons die numeriese diafragma van die doelwit vervang in vergelykings (1) en (2), met die bykomende resultaat dat vergelyking (3) verminder na vergelyking (2). 'N Belangrike feit om op te let, is dat vergroting in geen van hierdie vergelykings 'n faktor is nie, want slegs die numeriese diafragma en die golflengte van die verligende lig bepaal die resolusie van die monster. Soos ons genoem het (en kan in die vergelykings gesien word) is die golflengte van die lig 'n belangrike faktor in die resolusie van 'n mikroskoop. Korter golflengtes lewer 'n hoër resolusie (laer waardes vir R) en omgekeerd. Die grootste oploskrag in optiese mikroskopie word gerealiseer met byna ultraviolet lig, die kortste effektiewe beeldgolflengte. Byna-ultravioletlig word gevolg deur blou, dan groen en uiteindelik rooi lig om die detail van die monster op te los. Onder die meeste omstandighede gebruik mikroskopers wit lig wat deur 'n wolfraam-halogeenlamp gegenereer word om die monster te verlig. Die sigbare ligspektrum is gesentreer op ongeveer 550 nanometer, die dominante golflengte vir groen lig (ons oë is die sensitiefste vir groen lig). Dit is hierdie golflengte wat gebruik is om resolusiewaardes in Tabel 2 te bereken. Die numeriese diafragmawaarde is ook belangrik in hierdie vergelykings en hoër numeriese diafragma's sal ook 'n hoër resolusie lewer, soos blyk uit Tabel 2. Die effek van die golflengte van lig op resolusie, met 'n vaste numeriese diafragma (0,95), word in Tabel 3 gelys.

Resolusie teenoor golflengte
Golflengte (nanometer) Resolusie (mikrometer)
360 .19
400 .21
450 .24
500 .26
550 .29
600 .32
650 .34
700 .37
Tabel 3

Wanneer lig vanaf die verskillende punte van 'n monster deur die doelwit gaan en weer as 'n beeld hersaamgestel word, verskyn die verskillende punte van die monster in die prentjie as klein patrone (nie punte nie) bekend as Lugtige patrone. Hierdie verskynsel word veroorsaak deur diffraksie of verspreiding van die lig as dit deur die minuut dele en ruimtes in die monster beweeg en die sirkelvormige rugopening van die objektief. Die sentrale maksimum van die Airy-patrone word dikwels 'n Airy-skyf genoem, wat gedefinieer word as die gebied wat deur die eerste minimum van die Airy-patroon omsluit word en 84 persent van die ligenergie bevat. Hierdie Airy-skywe bestaan ​​uit klein konsentriese ligte en donker kringe soos geïllustreer in Figuur 3. Hierdie figuur toon Airy-skywe en hul intensiteitsverspreiding as 'n funksie van skeidingsafstand.

Figuur 3 (a) illustreer 'n hipotetiese Lugtige skyf wat in wese bestaan ​​uit 'n diffraksiepatroon wat 'n sentrale maksimum bevat (gewoonlik 'n nul-orde-maksimum genoem) omring deur konsentriese 1ste, 2de, 3de, ens., Orde-maksimum van opeenvolgende dalende helderheid waaruit bestaan die intensiteitsverdeling. Twee lugagtige skywe en hul intensiteitsverspreiding teen die limiet van die optiese resolusie word in Figuur 3 (b) geïllustreer. In hierdie deel van die figuur oorskry die skeiding tussen die twee skywe hul straal en is dit oplosbaar. Die limiet waarteen twee lugagtige skywe in aparte entiteite opgelos kan word, word dikwels die Rayleigh-kriterium genoem. Figuur 3 (c) toon twee lugagtige skywe en hul intensiteitsverdelings in 'n situasie waar die middelpunt-tot-middelpunt tussen die nul-orde-maksimum kleiner is as die breedte van hierdie maksimum, en die twee skywe is nie individueel op te los deur die Rayleigh-kriterium nie. .

Interaktiewe Java-handleiding
Lugtige patrone en die Rayleigh-kriterium Ontdek hoe lugagtige skyfgroottes, op die limiet van optiese resolusie, wissel met veranderinge in objektiewe numeriese diafragma en golflengte van die beligting, en hoe hierdie veranderinge die resolusie van die doel beïnvloed.

Hoe kleiner die Airy-skywe is wat geprojekteer word deur die doel om die beeld te vorm, hoe meer besonderhede van die eksemplaar word waarneembaar. Doelstellings van hoër korreksie (fluoriete en apochromate) lewer kleiner lugagtige skywe as die doelwitte van laer korreksie. Op soortgelyke wyse kan doelstellings met 'n hoër numeriese diafragma ook kleiner Airy-skywe produseer. Dit is die primêre rede dat die doelstellings van hoë numeriese diafragma en totale regstelling vir optiese aberrasie fyner detail in die monster kan onderskei.

Figuur 4 illustreer die effek van numeriese diafragma op die grootte van Airy-skywe wat met 'n reeks hipotetiese doelwitte van dieselfde brandpuntlengte, maar verskillende numeriese diafragma's, afgebeeld is. Met klein numeriese openinge is die grootte van die Airy-skyf groot, soos getoon in Figuur 4 (a). Namate die numeriese diafragma en die ligkegelhoek van 'n objektief toeneem, neem die grootte van die Airy-skyf af, soos geïllustreer in Figuur 4 (b) en Figuur 4 (c). Die resulterende beeld op die diafragma-vlak van die okularis is eintlik 'n mosaïek van Airy-skywe wat ons as lig en donker beskou. Waar twee skywe te naby aan mekaar is sodat hul sentrale kolle aansienlik oorvleuel, word die twee besonderhede wat deur hierdie oorvleuelende skywe voorgestel word, nie opgelos of geskei nie en lyk dit dus as een, soos hierbo in Figuur 3 geïllustreer.

Interaktiewe tutoriaal
Lugtige patroon Basiese konsepte Verken hoe die lugtige patroongrootte verander met objektiewe numeriese diafragma en die golflengte van die beligting. Die tutoriaal simuleer ook die noue benadering van twee Airy-patrone.

'N Belangrike begrip wat u in beeldvorming moet verstaan, is die aard van gedifferensieerde ligstrale wat deur die doelwit onderskep word. Slegs in die gevalle waar die hoër (1ste, 2de, 3de, ens.) Bestraling van afgeleide strale vasgelê word, kan interferensie werk om die beeld in die tussenbeeldvlak van die objektief te herskep. Wanneer slegs die nul-orde-strale vasgelê word, is dit feitlik onmoontlik om 'n herkenbare beeld van die monster weer op te stel. Wanneer eerste-orde ligstrale by die nul-orde-strale gevoeg word, word die beeld meer samehangend, maar dit ontbreek steeds voldoende detail. Dit is eers wanneer hoërordestrale herkombineer word, dat die beeld die ware argitektuur van die monster voorstel. Dit is die basis vir die noodsaaklikheid van groot numeriese diafragma's (en daaropvolgende kleiner Airy-skywe) om hoëresolusiebeelde met 'n optiese mikroskoop te verkry.

In die daaglikse roetine-waarnemings probeer die meeste mikroskopers nie die beeld met die hoogste resolusie met hul toerusting te bereik nie. Dit is slegs onder gespesialiseerde omstandighede, soos helderveld met hoë vergroting, fluoressensie, DIC en konfokale mikroskopie dat ons die limiete van die mikroskoop wil bereik. In die meeste gebruike van die mikroskoop is dit nie nodig om doelstellings met 'n hoë numeriese diafragma te gebruik nie, omdat die monster maklik opgelos kan word met die gebruik van laer numeriese diafragma-doelstellings. Dit is veral belangrik omdat hoë numeriese diafragma en groot vergroting gepaard gaan met die nadele van baie vlak diepte van die veld (dit verwys na goeie fokus in die area net onder of net bokant die area wat ondersoek word) en kort werkafstand. Dus, in monsters waar die resolusie minder krities is en die vergrotings laer kan wees, is dit beter om laer vergrotingsdoelstellings met 'n matige numeriese diafragma te gebruik om beelde met meer werkafstand en meer velddiepte te lewer.

Die noukeurige posisie van die diafragma van die diafragma van die substandkondensor is ook van kritieke belang vir die beheer van numeriese diafragma, en die onoordeelkundige gebruik van hierdie diafragma kan lei tot die agteruitgang van die beeld (soos bespreek in die gedeelte oor substandkondensore). Ander faktore, soos kontras en die doeltreffendheid van beligting, is ook belangrike elemente wat die beeldresolusie beïnvloed.

Mortimer Abramowitz - Olympus America, Inc., Two Corporate Center Drive., Melville, New York, 11747.

Michael W. Davidson - National High Magnetic Field Laboratory, 1800 East Paul Dirac Dr., The Florida State University, Tallahassee, Florida, 32310.


Verhouding tussen hoekoplossing en diafragma? - Sterrekunde

'N Teoretiese agtergrond van radiostraling, interferometrie en ontvangertegnologie word gegee in G. Miley se bydrae tot hierdie verrigtinge. In hierdie afdeling sal ek kortliks die voordele en beperkings van beide skottelgoed en radio-interferometers vergelyk en enkele instrumente noem om sommige van hul beperkings te oorkom of te verlig. Vir 'n bespreking van verskillende soorte radioteleskope, sien [Christiansen & amp H & # 246gbom (1985)]. Hier beperk ek my tot die items wat die belangrikste is om in ag te neem as ek probeer om radiokaarte wat uit openbare argiewe getrek word, te gebruik en te interpreteer.

Die basiese verband tussen die hoekresolusie en die diafragma (of deursnee) D van 'n teleskoop is / D radiale, waar is die golflengte van waarneming. Vir die radio domein is

10 6 keer groter as in die optiese, wat impliseer dat 'n mens 'n radioteleskoop 'n miljoen keer groter moet bou as 'n optiese een om dieselfde hoekoplossing te verkry. In die vroeë dae van radiosterrekunde, toe die waarnemingstoerusting gebaseer was op radarskottels wat na die Tweede Wêreldoorlog nie meer deur die weermag benodig is nie, was tipiese hoekoplossings wat in die orde was, van die grade. Gevolglik het interferometrie in die vroeë vyftigerjare tot 'n belangrike en suksesvolle tegniek ontwikkel (alhoewel skikkings met dipole of Yagi-antennas gebruik is, eerder as paraboliese skottelgoed, omdat eersgenoemde meer geskik was vir die metergolfband wat in die vroeë eksperimente gebruik is). Verbeterde ekonomiese toestande en tegnologiese vooruitgang het ook 'n beduidende toename in die grootte van enkelgeregte moontlik gemaak. Die blote gewig van die weerkaatser en sy draagstruktuur het egter 'n praktiese limiet van ongeveer 100 meter gestel vir paraboliese enkelgeregte wat volledig bestuur kan word. Voorbeelde hiervan is die Effelsberg-skottel van 100 m (www.mpifr-bonn.mpg.de/index_e.html) naby Bad M & # 252nstereifel in Duitsland, voltooi in 1972, en die Green Bank Telescope (GBT Afdeling 8) in Wes-Virginia, VSA , wat vroeg in 2000 voltooi sal wees. Die sferiese 305 m-antenna naby Arecibo (Puerto Rico www.naic.edu/) is die grootste enkele skottel wat tans beskikbaar is. Dit is egter nie bestuurbaar nie; dit is gebou in 'n natuurlike en naby-sferiese depressie in die grond en het 'n beperkte hoekoplossing van

1 'op die hoogste bedryfsfrekwensie (8 GHz). Afgesien van die vergroting van die skottelgrootte, kan 'n mens ook die waarnemingsfrekwensie verhoog om die hoekresolusie te verbeter. Die D in die bostaande formule is egter die opening waarbinne die antennaoppervlak akkuraat is tot beter as

0.1, en die tegniese beperkings impliseer dat hoe groter die antenna, hoe minder akkuraat die oppervlak. In die praktyk beteken dit dat 'n enkele gereg nooit 'n oplossing van beter as bereik nie

Enkelgeregte bied nie die moontlikheid van onmiddellike beelding soos met interferometers deur Fourier-transformasie van die sigbaarheid nie. In plaas daarvan kan verskeie ander waarnemingsmetodes saam met enkelgeregte gebruik word. As u bloot geïnteresseerd is in geïntegreerde parameters (vloed, polarisasie, veranderlikheid) van 'n (bekende) puntbron, kan u 'cross-scans' gebruik wat op die bron gesentreer is. As u baie seker is oor die grootte en ligging van die bron (en die omgewing), kan u selfs 'aan-af'-skanderings gebruik, dws 'n rukkie op die bron wys en dan na 'n naburige kolom' leeg 'wys lug '' vir vergelyking. Dit word gewoonlik met behulp van 'n paar feeds gedoen en die verskilsein daarvan gemeet. Om 'n regte beeld met 'n enkele skottel te neem, is dit egter nodig om die belangstellingsveld te rooster deur die teleskoop te skuif, bv. langs die regte hemelvaart (RA), heen en weer, het elke skandering in deklinasie (DEC) verskuif ten opsigte van die ander met 'n bedrag van nie meer as

40% van die halfkragstraalwydte (HPBW) as die kaart ten volle gemonster moet word. By golflengtes van desimeter het dit die voordeel dat dit 'n veel groter gebied kan bedek as met 'n enkele "wys" van 'n interferometer (tensy die interferometer-elemente baie klein is, wat groot integrasietyd benodig). Die grootste voordeel van hierdie rastermetode is dat dit die kaartgrootte laat aanpas na die grootte van die bron van belang, wat 'n paar grade kan wees in die geval van groot radiostelsels of supernova-oorblyfsels (SNR's). Met behulp van hierdie tegniek kan 'n enkele skottel (in beginsel) alle grootskaalse funksies van baie uitgebreide radiobronne opspoor. 'N Mens kan sê dat dit ruimtelike frekwensies "meet" in 'n reeks van die kaartgrootte tot die balkwydte. Dit hang krities af van die manier waarop 'n basislyn by die individuele skanderings pas. Die eenvoudigste manier is om die afwesigheid van bronne aan die kaartrande te aanvaar, die intensiteitsvlak daar op nul te stel en lineêr tussen die twee teenoorgestelde rande van die kaart te interpoleer. 'N Hoër-orde basislyn kan die veranderlike atmosferiese effekte doeltreffender verwyder, maar dit kan ook die werklike onderliggende bronstruktuur verwyder. Die radio-omvang van 'n sterrestelsel kan byvoorbeeld aansienlik onderskat word as die kaart te klein gemaak is. Deur die sterrestelsel in twee teenoorgestelde rigtings te breek, kan dit help om emissies naby die kaartrande te vind met die sogenaamde "mandjie-weef" -tegniek ([Sieber et al. (1979)]). Verskillende metodes in aftrekking van basislyne en afsnydings in brongrootte het gelei tot twee verskillende weergawes van bronkatalogusse ([Becker et al. (1991)] en [Gregory & amp Condon (1991)]), albei afkomstig van die Green van 4,85 GHz. Bankopname. Die feit dat die oppervlakdigtheid van hierdie bronne nie verander na die Galaktiese vlak nie, terwyl dit in die baie soortgelyke suidelike PMN-opname ([Tasker & amp Wright (1993)]) verander, is heeltemal te wyte aan verskille in die datareduksiemetode (Afdeling 3.3).

In teenstelling met enkel skottelgoed, het interferometers dikwels 'n uitstekende hoekoplossing (weereens / D, maar nou is D die maksimum afstand tussen enige paar antennas in die skikking). Die gesigsveld is egter FOV / d, waar d die grootte van 'n individuele antenne is. Hoe kleiner die individuele antennas is, hoe groter is die gesigsveld, maar hoe slegter is die sensitiwiteit. Baie groot aantal antennas verhoog die ontwerpkoste vir die skikking en die aanlyn-korrelator om die seine van 'n groot aantal interferometerpare te verwerk. 'N Bykomende aspek van interferometers is die verminderde sensitiwiteit vir uitgebreide bronkomponente, wat hoofsaaklik afhang van die kleinste afstand, byvoorbeeld D min, tussen twee antennas in die interferometer-skikking. Dit word dikwels die minimum spasiëring genoem of kortste basislyn. Grofweg gesproke, bronkomponente groter as

/ D min. Radiale sal met meer as 50% van hul stroom verswak word en dus feitlik verlore gaan. Figuur 1 gee 'n uiterste voorbeeld hiervan, met twee beelde van die radiostelsel met die grootste skynbare grootte in die lug (10 & # 176). Dit is insiggewend om dit te vergelyk met 'n hoëfrekwensie-enkelgeregkaart in [Junkes et al. (1993)].

Figuur 1. Kaart van die Centaurus A-streek uit die 408MHz-lugopname (Haslam et al. (1981), wat die volle noord-suid-omvang van

Die beperking in sensitiwiteit vir uitgebreide strukture is nog erger vir Very Long Baseline Interferometry (VLBI) wat interkontinentale basislyne gebruik wat

10 -3 boogsek (1 mas) resolusie. Die minimum basislyn is dikwels 'n paar honderd km, wat die grootste opspoorbare komponent baie kleiner maak as 'n boogsek.

[McKay & amp McKay (1998)] het 'n WWW-instrument geskep wat simuleer hoe radio-interferometers werk. Hierdie virtuele radio-interferometer (VRI www.jb.man.ac.uk/

dm / vri /) kom met die "VRI Guide" wat die basiese konsepte van radiointerferometrie beskryf. Die applet simuleer hoe die plasing van die antennas die uv-dekking van 'n gegewe skikking beïnvloed en illustreer die Fourier-transformverhouding tussen die opgehoopte radio-sigbaarheid en die resulterende beeld.

Die relatief lae hoekresolusie van enkelskottel-radioteleskope dui natuurlik op die gebruik daarvan teen relatief hoë frekwensies. Op golflengtes van sentimeter sal atmosferiese effekte (byvoorbeeld wolke wat verbygaan) addisionele emissie of absorpsie tydens die skandering tot gevolg hê, wat 'n gestreepte patroon in die skanderingsrigting laat (sogenaamde "skanderingseffekte"). As u dieselfde veld langs DEC eerder as RA afbreek, kan dit lei tot 'n patroon loodreg op die eerste. 'N Vergelyking en daaropvolgende kombinasie van die twee kaarte in die regte of die Fourier-vlak kan hierdie patrone doeltreffend onderdruk en lei tot 'n sensitiewe kaart van die streek ([Emerson & amp Gr & # 228ve (1988)]).

'N Verdere doeltreffende metode om atmosferiese effekte op enkelskottel-radiokaarte te verminder, is die sogenaamde "multi-voer-tegniek". Die truuk is om pare voer in die fokusvlak van 'n enkele gereg te gebruik. Op elke oomblik ontvang elke voer die uitstoot van 'n ander deel van die lug (hul hoekskeiding, of 'balkgooi', is gewoonlik 5-10 balkgroottes). Aangesien hulle grotendeels in die atmosfeer oorvleuel, word hulle beïnvloed deur feitlik dieselfde atmosferiese effekte, wat dan ophou in die verskilsein tussen die twee voedings. Die resulterende kaart toon 'n positiewe en negatiewe beeld van dieselfde bron, maar verplaas deur die balkgooi. Dit kan dan omgeskakel word na 'n enkele positiewe beeld soos uiteengesit deur [Emerson et al. (1979)]. Een beperking van die metode is dat bronkomponente wat groter is as 'n paar keer die grootste balkgooi, verlore gaan. Die metode word so wyd gebruik dat 'n hele simposium daaraan gewy is ([Emerson & amp Payne (1995)]).

Uit bogenoemde moet dit duidelik wees dat enkelbakke en interferometers mekaar eintlik goed aanvul, en om beide die klein- en grootskaalse strukture van 'n bron in kaart te bring, kan dit nodig wees om albei te gebruik. Verskeie metodes vir die kombinasie van enkel-skottel- en interferometer-data is opgestel, en voorbeelde van resultate kan gevind word in [Brinks & amp Shane (1984)], [Landecker et al. (1990)], [Joncas et al. (1992)], Landecker et al. (1992), [Normandeau et al. (1992)] of [Langer et al. (1995)]. Die Astronomiese beeldverwerkingsstelsel (AIPS www.cv.nrao.edu/aips), 'n algemeen gebruikte reduksiepakket in radiosterrekunde, bied die taak IMERG (vgl. Www.cv.nrao.edu/aips/cook.html) hiervoor doel. Die sagtewarepakket Miriad (www.atnf.csiro.au/computing/software/miriad) vir die vermindering van radio-interferometrie-data bied twee programme (immerge en mosmem) om hierdie kombinasie van enkel-skottel- en interferometer-data te realiseer (Afdeling 2.3). Die eerste een werk in die Fourier-vlak en gebruik die enkele skottel- en mosaïekdata vir onderskeidelik die kort en die lang afstand. Die tweede een vergelyk die enkele skottel- en mosaïekbeelde en vind die beeld "Maksimum entropie" in ooreenstemming met albei.

'N Menigte "kosmetiese behandelings" van interferometer-data is ontwikkel, beide vir die "uv-" of sigbaarheidsdata en vir die kaarte (dws voor en na die Fourier-transformasie), meestal as gevolg van 20 jaar ervaring met die veelsydigste en sensitiefste radio-interferometers wat tans beskikbaar is, die Very Large Array (VLA) en sy onlangse VLBI-eweknieë, die European VLBI Network (EVN), en die Very Large Baseline Array (VLBA) sien hul WWW-bladsye op www.nrao.edu /vla/html/VLAhome.shtml, www.nfra.nl/jive/evn/evn.html, en www.nrao.edu/vlba/html/VLBA.html. Die bundels onder redaksie van [Perley et al. (1989), Cornwell & amp Perley (1991)], en [Zensus et al. (1995)] gee 'n uitstekende inleiding tot hierdie effekte, die prosedures vir die behandeling daarvan, asook die beperkings daarvan. Die meer prominente onderwerpe is bandbreedte en tydgemiddelde besmeer, aliasing, tapering, uv-filtering, SKOONMAAK, selfkalibrasie, spektraallynbeelding, wyeveldbeelding, multi-frekwensie sintese, ens.

Een manier om die sigveld van interferometers uit te brei, is om "kiekies" te neem van verskeie individuele velde met aangrensende aanwysingsentrums (of fasesentrums) wat nie verder as ongeveer een (en verkieslik 'n halwe) 'primêre straal' is nie. , dws die HPBW van die individuele skikking-element. Vir bronne wat groter is as die primêre balk van die enkele interferometer-elemente, herwin die metode interferometer-spasies tot ongeveer 'n halwe skotteldiameter wat korter is as die wat direk gemeet is, terwyl die bronne wat in die primêre balkmozaïek pas (ook 'mosaïek' gespel) sal word herstel spasies tot die helfte van die skotteldiameter ([Cornwell (1988)], of [Cornwell (1989)]). Die gegewens wat ooreenstem met korter spasiëring, kan geneem word vanaf ander waarnemings van enkelgereg, of uit die skikking self, en dit in 'n enkelgereg-modus gebruik. Die "Berkeley Illinois Maryland Association" (BIMA bima.astro.umd.edu/bima/) het 'n homogene skikkingvermoë ontwikkel, wat die sentrale ontwerpkwessie is vir die beplande NRAO Millimeter Array (MMA www.mma.nrao.edu /). Die strategie behels mosaïekwaarnemings met die BIMA kompakte skikking tydens 'n normale baan van 6-8 uur, tesame met enkel-antenna-waarnemings met alle skyfantennes wat dieselfde uitgebreide veld karteer (sien [Pound et al. (1997)] of bima.astro. umd.edu:80/bima/memo/memo57.ps).

Ongeveer 15% van die waarnemingstyd op die Australia Telescope Compact Array (ATCA www.narrabri.atnf.csiro.au/) word bestee aan die waarneming van mosaïeke. Elke 25 sekondes kan 'n nuwe aanwysingsentrum waargeneem word, met slegs enkele sekondes van hierdie tyd wat deur swaai en ander bokoste verbruik word. Die grootste mosaïek wat in 1997 op die ATCA geproduseer is, is 'n 1344 rigting-middelpunt van die spektraallynwaarneming van die Groot Magellaanwolk. Gesamentlike beelding en ontbinding van hierdie data het 'n kubus van 1997 & # 215 2230 & # 215 120 pixel opgelewer (sien www.atnf.csiro.au/research/lmc_h1/). Mosaicing word sterk gebruik in die huidige grootskaalse radio-opnames soos NVSS, FIRST en WENSS (Afdeling 3.7).

Die dinamiese omvang van 'n kaart word gewoonlik gedefinieer as die verhouding tussen die piekhelderheid en die van die 'laagste betroubare helderheidsvlak', of alternatiewelik die van die rms-geraas van 'n bronvrye gebied van die beeld. Vir beide interferometers en enkele skottels word die dinamiese omvang dikwels beperk deur sidelobbe wat naby sterk bronne voorkom, hetsy as gevolg van beperkte UV-dekking, en / of as deel van die afbrekingspatroon van die antenne. Soms word die dinamiese omvang, maar meer dikwels die verhouding tussen die piekhelderheid van die sybeen en die piekhelderheid van die bron, in dB gegee, dit is tien keer die desimale logaritme van die verhouding. In interferometer-kaarte kan hierdie sidelobes gewoonlik verminder word met behulp van die CLEAN-metode, hoewel meer gesofistikeerde metodes nodig is vir die sterkste bronne (vgl. [Noordam & amp deBruyn (1982)], [Perley (1989)]), waarvoor dinamiese omvang van tot 5 & # 215 10 5 bereik kan word ([deBruyn & amp Sijbring (1993)]). Vir 'n enkele Alt-Az-skottel draai die sidelobe-patroon mettertyd aan die hemel, dus 'n eenvoudige gemiddelde kaarte wat op verskillende tye geraster word, kan die sidelobe-vlak verminder.Maar weer eens, om 'n dinamiese reeks van beter as 'n paar duisend te bereik, moet die individuele skanderings onafhanklik gekorrigeer word voordat 'n gemiddeld daarvan bereken kan word ([Klein & amp Mack (1995)]).

Verwarring kom voor as daar meer as een bron in die teleskoopbundel is. Vir 'n balkarea b, is die verwarringlimiet S c die vloeistofdigtheid waarteen dit gebeur as mens swakker en swakker bronne in ag neem. Vir 'n integrale brontelling N (S), dit wil sê die aantal bronne per steroïde helderder as die vloeistofdigtheid S, die aantal bronne in 'n teleskoopstraal b is b N (S). S c word dan gegee deur b N (S c) 1. Daar word gesê dat 'n radioopname verwarring beperk is as die verwagte minimum waarneembare vloeistofdigtheid S min laer is as S c. Dit is duidelik dat die verwarringsperk verminder met toenemende waarnemingsfrekwensie en met kleiner teleskoopstraalwydte. Afgesien van die verwarring van die verwarringgrens teoreties uit die aantal bronne wat verkry word met 'n teleskoop van veel laer verwarringvlak (sien [Condon (1974)]), kan 'n mens die verwarringgrens ook empiries aflei deur die daaropvolgende geweegde gemiddelde van N-kaarte met (vergelykbare) geraasvlak. i, en met elkeen van hulle nie verwarring beperk nie. Die gewig van elke kaart moet eweredig wees aan i -2. As daar geen verwarring is nie, sal die verwagte geraas, N, eksp, van die gemiddelde kaart moet dan wees

As dit deur eksperiment bevestig word, kan ons sê dat die "verwarring" onbeduidend is, of ten minste c 2 = obs 2 - N, eksp 2. As voorbeeld is die verwarring van 'n skottel van 30 m by 1,5 GHz (= 20 cm) en 'n balkwydte van HPBW = 34 'is

400mJy. Vir 'n 100 m-teleskoop op 2.7, 5 en 10.7 GHz (= 11 cm, 6 cm en 2.8 cm HPBW = 4.4 ', 2.5' en 1.2 '), is die verwarringsgrense

2, 0,5 en 0,1 mJy. Vir die VLA D-skikking by 1,4 GHz (HPBW = 50 & # 034) is dit

0.1mJy. Vir radio-interferometers is die verwarringgeraas oor die algemeen weglaatbaar as gevolg van hul hoë hoekoplossing, behalwe vir diep kaarte teen lae frekwensies waar verwarring as gevolg van sidelobes betekenisvol word (bv. Vir WENSS en SUMSS, sien Afdeling 3.7). Let op die semantiese verskil tussen "verwarringgeruis" en "verwarringgrens". Hulle kan met mekaar verband hou deur te sê dat puntbronne in 'n verwarringbeperkte opname betroubaar slegs opgespoor kan word bo die verwarringgrens, of 2-3 keer die verwarringgeraas, terwyl samehangende uitgebreide strukture betroubaar tot op die onderste grense opgespoor kan word, bv. deur konvolusie van die kaart tot laer hoekoplossing. Daar is feitlik geen verwarringperk vir gepolariseerde intensiteit nie, aangesien die polarisasieposisiehoeke van ewekansig verspreide, dowwe agtergrondbronne geneig is om enige netto polarisasie uit te skakel (sien [Rohlfs & amp Wilson (1996)], p.216 vir meer besonderhede). Voorbeelde van verwarring-beperkte opnames is die grootskaalse lae frekwensie opnames bv. op 408MHz ([Haslam et al. (1982)]), op 34,5MHz ([Dwarakanath & amp Udaya Shankar (1990)]), en op 1,4GHz ([Condon & amp Broderick (1986a)]). Natuurlik word verwarring selfs erger in oorvol gebiede soos die Galaktiese vliegtuig ([Kassim (1988)]).

By die beraming van die fout in die vloeistofdigtheid van bronne (of die belangrikheid daarvan), moet verskeie faktore in ag geneem word. Die fout in absolute kalibrasie, kal, hang af van die akkuraatheid van die aangenome vloeidigtheidskaal en is gewoonlik van 'n paar persent. Geskikte absolute kalibrasiebronne vir waarnemings vir enkel geregte word in [Baars et al. (1977)] en [Ott et al. (1994)] vir intermediêre frekwensies, en in [Rees (1990a)] vir lae frekwensies. Let daarop dat ouer fluks skale nog steeds gebruik word, bv. [Testamente (1975)]. Lyste van kalibratorbronne vir interferometriese waarnemings met tussenoplossing (soos die VLA) kan gevind word op die URL www.nrao.edu/

gtaylor / calib.html, en dié vir waarnemings met 'n baie hoë resolusie (soos die VLBA) by magnolia.nrao.edu/vlba_calib/vlbaCalib.txt. As u verskillende bronnelyste vergelyk, is dit belangrik om daarop te let, veral by frekwensies hieronder

400MHz, daar word steeds verskillende "vloedskale" gebruik wat met 10% kan verskil, en selfs meer onder

100MHz. Die fout op nulvlak is hoofsaaklik belangrik vir kaarte met een skottel en word gegee deur ° = m n, waar m die aantal balkareas is wat in die bronintegrasiegebied voorkom, n die aantal balkareas in die area van geraasbepaling is, en is die geraasvlak wat in streke bepaal word "vry van emissie" (en sluit bydraes in van die ontvanger, die atmosfeer en verwarring). Die fout as gevolg van geraas in die integrasiegebied is = m . Die drie foute kombineer om 'n totale stroomdichtheidsfout te gee van (sien [Klein & Emerson (1981)) S = kal + sqrt [° 2 + 2]. Dit is duidelik dat die relatiewe fout met die omvang van 'n bron groei. Dit impliseer ook dat die boonste limiet van die vloeidigtheid van 'n nie-bespeurde bron afhang van die grootte wat daarvoor aanvaar word: terwyl 'n puntbron van tien keer die geraasvlak duidelik opgespoor sal word, is 'n bron van dieselfde stroom, maar strek oor baie antennestrale kan wel ongemerk bly. By interferometer waarnemings beperk die nie-nul grootte van die kortste basislyn die sensitiwiteit vir uitgebreide bronne. By frekwensies 10 GHz begin die atmosferiese absorpsie belangrik word, en die gemete stroom S sal afhang van die hoogte ongeveer volgens S = S° exp (- csc), waar S & # 176 is die ekstra atmosferiese vloeistofdigtheid en die optiese diepte van die atmosfeer. Byvoorbeeld, by 10,7 GHz en op seevlak is tipiese waardes van 0,05-0,10, d.w.s. 5-10% van die vloed word opgeneem, selfs as dit na die hoogtepunt wys. Dit neem toe met frekwensie, maar neem af met die hoogte van die sterrewag. Onsekerheid in die afhanklikheid van die hoogtepunt-afstand kan heel moontlik ander bogenoemde foute oorheers

By die beraming van vloeddigthede van interferometerkaarte moes die kaarte reggestel word vir die polêre diagram (of 'primêre straal') van die individuele antennas, wat 'n afnemende sensitiwiteit met toenemende afstand vanaf die rigting aandui. Hierdie sogenaamde 'primêre straalkorreksie' deel die kaart deur die verswakkingsfaktor by elke kaartpunt en verhoog dus die intensiteit van die bronne en die kaartgeraas, met toenemende afstand vanaf die fase sentrum. Sommige ouer bronkatalogusse, hoofsaaklik verkry met die Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT, bv. [Oort & amp vanLangevelde (1987)], of [Righetti et al. (1988)]) gee beide die (ongekorrigeerde) 'kaartstroom' en die (primêre-balk reggestel) "lugstroom". Die toenemende onsekerheid van die presiese primêre balkvorm met afstand vanaf die fasesentrum kan die fluksdigtheidsfout in die omtrek van die gesigsveld oorheers.

Wees versigtig met die interpretasie van strukturele bronparameters in katalogusse. Sommige katalogusse noem die "kaart-gepaste" brongrootte, m , soos direk geteken uit 'n Gaussiese pas van die kaart. Ander noem die "ontwikkelde" of "intrinsieke" brongrootte, s . Al hierdie is modelafhanklik en aanvaar gewoonlik dat die bron en die teleskoopstraal Gaussies is (met volle breedte teen die helfte, FWHM = b), in welke geval ons het b 2 + s 2 = m 2 Waardes van '0,0' in die groottekolom van katalogusse word dikwels gevind vir 'onopgeloste' bronne. In plaas van nul, is die intrinsieke grootte kleiner as 'n sekere fraksie van die breedte van die teleskoopstraal. Die breuk neem af met toenemende sein-tot-ruis (S / N) verhouding van die bron. Skatting van foute in die struktuurparameters afgelei van tweedimensionele radiokaarte word bespreek in [Condon (1997)]. Soms word vloeistofdigthede aangehaal wat kleiner is as die fout, of selfs negatief (bv. [Dressel & amp Condon (1978)] en [Klein et al. (1996)]). Dit moet eintlik omgeskakel word na en geïnterpreteer word as boonste grense vir die vloeistofdigtheid.

Twee hoofemissiemeganismes is aan die gang in radiobronne (byvoorbeeld [Pacholczyk (1970)]). Die nie-termiese sinchrotron-emissie van relativistiese elektrone wat in 'n magneetveld waai, is verantwoordelik vir supernovareste, die strale en lobbe van radiostelsels en 'n groot deel van die diffuse emissie in spiraalvormige sterrestelsels (ook die van ons) en hul strale. Die termiese vryvrye of bremsstrahlung van 'n geïoniseerde gaswolk oorheers bv. in HII-streke, planetêre newels en in spiraalvormige sterrestelsels teen hoë radiofrekwensies. Daarbenewens kan individuele sterre 'magneto-bremsstrahlung' vertoon, wat sinchrotron-emissie is van mildelik relativistiese elektrone ('gyrosynchrotron'-uitstoot) of van minder relativistiese elektrone (' siklotron'- of 'gyroresonansie'-uitstoot. ). Die historiese bevestiging van sinchrotronstraling het gekom deur die opsporing van die polarisasie daarvan. Hierteenoor is warmtebestraling ongepolariseerd en word dit gekenmerk deur 'n heel ander spektrale vorm as dié van sinchrotronstraling. Ten einde tussen hierdie meganismes te onderskei, is multifrekwensie-vergelykings dus nodig. Dit is onbelangrik vir onopgeloste bronne, maar vir uitgebreide bronne moet daar sorg gedra word dat die hele emissie, dit wil sê geïntegreer oor die brongebied, ingesluit word. Piekstrome of strome van interferometriese waarnemings met 'n hoë resolusie sal hul totale vloed gewoonlik onderskat. Waarnemings met 'n baie lae frekwensie kan die vloed oorskat deur straling van naburige (of 'vermengende') bronne binne hul wye teleskoopstrale op te tel. Samestellings van geïntegreerde spektra van groot getalle ekstragalaktiese bronne is voorberei, bv. deur [K & # 252hr et al. (1979)], [Herbig & amp Readhead (1992)], en [Bursov et al. (1997)] (sien cats.sao.ru/cats_spectra.html).

'N Belangrike diagnose van die energie-oordrag binne radiobronne is 'n tweedimensionele vergelyking van kaarte wat op verskillende frekwensies waargeneem word. Ideaal gesproke, met baie sulke frekwensies, kan 'n spektrale aanpassing by elke resolusie-element oor die bron gemaak word en kan parameters geskat word soos die relativistiese elektrondigtheid en stralingsleeftyd, magneetveldsterkte, skeiding van termiese en nie-termiese bydrae, ens. vgl. [Klein et al. (1989)] of [Katz-Stone & amp Rudnick (1994)]). Daar moet egter op gelet word dat die waarnemingsinstrumente by die verskillende frekwensies sensitief was vir dieselfde reeks "ruimtelike frekwensies" wat in die bron voorkom. Interferometer-data wat met enkel-skottel-data vergelyk moet word, moet dus sensitief wees vir komponente wat vergelykbaar is met die volledige grootte van die bron. Die VLA het 'n stel antennakonfigurasies met verskillende basislynlengtes wat gekoppel kan word aan 'n subset van waarnemingsfrekwensies om 'n soortgelyke stel ruimtelike frekwensies op verskillende golflengtes op te neem - dit word 'afgeskaalde skikkings' genoem. Die B-konfigurasie by 1.4 GHz en die C-konfigurasie by 4.8 GHz vorm byvoorbeeld so 'n paar skikkings. Onlangse voorbeelde van sulke vergelykings vir baie uitgebreide radiostelsels kan gevind word in [Mack et al. (1997)] of [Sijbring & amp deBruyn (1998)]. Kaarte van die spektrale indekse van Galaktiese radio-emissie tussen 408 en 1420MHz is selfs vir die hele noordelike hemelruim voorberei ([Reich & amp Reich (1988)]). Hier is die grootste beperking die onsekerheid in die absolute vloedkalibrasie.

Soos uiteengesit in G. Miley se lesings vir hierdie winterskool, gee die lineêre polarisasie-eienskappe van radio-emissie ons inligting oor die magneto-ioniese medium, beide binne die emitterende bron en langs die siglyn tussen die bron en die teleskoop. Die vlak van polarisasie (die "polarisasieposisiehoek") sal draai terwyl dit deur sulke media gaan, en die fraksie van polarisasie (of "polarisasiepersentasie") sal verminder word. Hierdie "depolarisasie" kan voorkom as gevolg van die kansellasie van verskillende polarisasievektore binne die antennestraal, of as gevolg van vernietigende toevoeging van golwe wat deur verskillende hoeveelhede van hierdie "Faraday" -rotasie van die polarisasievlak beweeg het, of ook as gevolg van beduidende rotasie van polarisasievektore oor die bandwydte vir bronne van hoë rotasiemaat (RM). Meer gedetailleerde besprekings van die verskillende effekte wat gepolariseerde radiostraling beïnvloed, kan gevind word in Pacholczyk (1970, 1977), [Gardner et al. (1966)], [Burn (1966)], en [Cioffi & amp Jones (1980)].

Tydens die vermindering van polarisasiekaarte is dit belangrik om die ionosferiese bydrae tot die Faraday-rotasie te skat, wat by laer frekwensies in belangrikheid toeneem, en wat groot kan wees tydens sonsopkoms of sonsondergang. Metodes om die ionosferiese rotasie reg te stel, hang af van die aannames van die model en is nie eenvoudig nie. Bv. Binne die AIPS-pakket kan die "Sunspot" -model gebruik word in die taak FARAD. Dit is afhanklik van die gemiddelde maandelikse sonvleknommer as insette, beskikbaar by die Amerikaanse Nasionale Geofisiese Datasentrum by www.ngdc.noaa.gov/stp/stp.html. Die werklike getalle is in lêers beskikbaar vanaf ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/ (een per jaar: lêername is jaarnommers). Ionosferiese data is versamel in Boulder, Colorado, tot 1990 en word versprei met die AIPS-sagteware, hoofsaaklik om saam met VLA-waarnemings gebruik te word. Vanaf 1990 word 'n dubbelfrekwensie-GPS-ontvanger op die VLA-terrein gebruik om ionosferiese toestande te skat, maar die data is nog nie beskikbaar nie (kontak [email protected]). Rou GPS-data is beskikbaar by ftp://bodhi.jpl.nasa.gov/pub/pro/y1998/ en vanaf ftp://cors.ngs.noaa.gov/rinex/. Die AIPS-taak GPSDL vir omskakeling na totale elektroninhoud (TEC) en rotasiemaat (RM) word aangepas om met hierdie data te werk.

'N Vergelyking van polariseringskaarte op verskillende frekwensies stel 'n mens in staat om tweedimensionele kaarte van RM en depolarisasie af te lei (DP, die verhouding van polarisasiepersentasies tussen twee frekwensies). Dit vereis dat die kaarte sensitief is vir dieselfde ruimtelike frekwensies. Oor die algemeen sal sulke vergelykings slegs sinvol wees as die polarisasiehoek lineêr met 2 wissel, soos dit inderdaad ook is wanneer voldoende hoë resolusie gebruik word (bv. [Dreher et al. (1987)]). Die 2 wet kan gebruik word om die elektriese veldvektor van die straling te ekstrapoleer na = 0. Hierdie rigting word die "intrinsieke" of "nul golflengte" polarisasiehoek genoem (°), en die rigting van die homogene komponent van die magneetveld op hierdie posisie is dan loodreg op ° (vir opties-dun relativistiese plasmas). Al dan moet 'n noukeurige ontleding gedoen word oor watter deel van RM en DP die bron eie is, wat te wyte is aan 'n "kokon" of intrakluster medium wat die bron omring, en wat te wyte is aan ons eie Galaxy. Die gebruiklike metode om laasgenoemde bydrae te skat, is om die geïntegreerde RM te bereken van die vyf of tien ekstragalaktiese radiobronne wat die naaste aan die bron is wat bestudeer word. Verbasend genoeg dat die mees volledige samestellings van RM-waardes van ekstragalaktiese radiobronne baie jare terug ([Tabara & amp Inoue (1980)], [Simard-Normandin et al. (1981)] of [Broten et al. (1988)]) .

'N Voorbeeld van 'n oorinterpretasie van hierdie ouer lae-resolusie-polarisasie-gegewens is die onlangse bewering ([Nodland & amp Ralston (1997)]) dat die Heelal 'n dubbelbreking toon vir gepolariseerde straling, dws 'n rotasie van die polarisasiehoek nie as gevolg van enige bekende fisiese wet, en eweredig aan die kosmologiese afstand van die voorwerpe wat lineêr gepolariseerde straling uitstraal (dws radiostelsels en kwasars). Die analise was gebaseer op 20 jaar oue lae-resolusie-data vir geïntegreerde lineêre polarisasie ([Clarke et al. (1980)]), en die bevinding was dat die verskilhoek tussen die intrinsieke (= 0) polarisasiehoek en die hoofas van die radiostruktuur van die gekose radiostelsels het met rooiverskuiwing toegeneem. Dit is egter nou bekend dat die verspreiding van polarisasiehoeke op die kleinste hoekskale baie kompleks is, sodat die geïntegreerde polarisasiehoek min of geen verband kan hê met die presiese oriëntasie van die radiobronas nie. Alhoewel die eis van dubbele breking deur radiosterrekundiges betwis is ([Wardle et al. (1997)]), en meer as 'n handjievol bydraes oor die kwessie op die LANL / SISSA-voorbedrukbediener verskyn het (astro-ph / 9704197, 9704263 , 9704285, 9705142, 9705243, 9706126, 9707326, 9708114) gaan die oorspronklike outeurs voort om hul statistiese metodes te verdedig en te verfyn (astro-ph / 9803164). Verbasend genoeg noem hierdie artikels nie eksplisiet die data wat werklik gebruik is nie, en bespreek dit ook nie die kwaliteit daarvan of die geskiktheid daarvan vir die probleem nie (vgl. Die opmerkings in afdeling 7.2 van [Trimble & amp McFadden (1998)]).

Alhoewel die aard van die radio-emissie afgelei kan word uit die spektrale en polarisasie-eienskappe, kan fisiese parameters slegs afgelei word as die afstand tot die bron bekend is. Dit vereis die identifikasie van die bron met 'n optiese voorwerp (of 'n IR-bron vir baie hoë rooiverskuiwingsvoorwerpe) sodat 'n optiese spektrum geneem kan word en die rooi verskuiwing bepaal kan word. Deur 'n kosmologiese model aan te neem, kan die afstand van ekstragalaktiese voorwerpe afgelei word. Vir bronne in ons eie Galaxy kan kinematiese modelle van spiraalstruktuur gebruik word om die afstand vanaf die radiale snelheid te skat, selfs sonder optiese inligting, bv. gebruik die HI-lyn (Afdeling 6.4). Meer indirekte ramings kan ook gebruik word, bv. emissiemaatreëls vir pulse, skynbare groottes vir HI-wolke, ens.

Die strategieë vir optiese identifikasie van ekstragalaktiese radiobronne is baie uiteenlopend. Die maklikste geval is wanneer die radioposisie binne die optiese omvang van 'n sterrestelsel val. 'N Gedetailleerde radiokaart van 'n uitgebreide radiostelsel dui ook gewoonlik op die posisie van die waarskynlikste optiese eweknie vanaf die simmetrie van die radiobron. Dikwels hang twee uitgebreide radiolobbe oor 'n puntagtige radiokern wat saamval met die optiese voorwerp. Verskeie soorte asimmetrieë kan egter die verband tussen radiomorfologie en ligging van die moederstelsel bemoeilik (sien bv. Fig. 6 en 7 van [Miley (1980)]. Dit kan wikkel as gevolg van presisie van die radiostraal-as, of buig as gevolg van die beweging van die radiostelsel deur 'n intrakluster medium (sien www.jb.man.ac.uk/atlas/icon.html vir 'n fyn versameling werklike kaarte). Vir flouer en minder uitgebreide bronne bevat die literatuur baie verskillende metodes om die waarskynlikheid van 'n radio-optiese assosiasie te bepaal ([Notni & amp Fr & # 246hlich (1975)], [Richter (1975)], [Padrielli & amp Conway (1977)], [deRuiter et al. (1977)]). Die laaste van hierdie vraestelle stel die dimensielose veranderlike r = sqrt [(/) 2 + (/) 2] voor waar en is die posisieverskille tussen radio- en optiese posisie, en is die gekombineerde radio- en optiese posisiefoute in RA () en DES () onderskeidelik. Die waarskynlikheidsverhouding, LR, tussen die waarskynlikheid vir 'n werklike assosiasie en die van 'n toevallige toeval is dan LR (r) = (1/2) exp (r 2 (2 - 1) / 2) waar = kies met kies synde die digtheid van optiese voorwerpe. Die waarde van kies hang af van die Galaktiese breedtegraad en die groottegrens van die optiese beeld.Vir klein bronne word LR 2 gewoonlik as voldoende beskou om die identifikasie te aanvaar, alhoewel die presiese drempel 'n kwessie van 'smaak' is. 'N Metode wat ook die omvang van die radiobronne en dié van die bronne waarmee vergelyk kan word (of dit nou optiese of ander golflengtes is) in ag neem, is beskryf in [Hacking et al. (1989)]). 'N Verdere veralgemening na elliptiese foutblokkies, skuins teen enige posisiehoek (soos dié van die IRAS-satelliet), word bespreek in [Condon et al. (1995)].

'N Benadering tot semi-outomatiese optiese identifikasie van radiobronne met behulp van die Digitised Sky Survey word beskryf in [Haigh et al. (1997)]. Figuur 3 toon egter een van die meer ingewikkelde voorbeelde uit hierdie artikel. Let ook op dat die konsentriese kontoere naby die middel van die radiobron 'n plaaslike minimum en nie 'n maksimum omring nie. Om sulke onduidelikhede te voorkom, lewer sommige sagtewarepakkette (bv. "NOD2", [Haslam (1974)) pyle-kontoere wat die rigting van die plaaslike gradiënt op die kaart aandui.

Morfologiese oorwegings kan soms tot interessante verkeerde interpretasies lei. 'N Lineêre kenmerk wat in 'n opname van die Galaktiese vlak met die Effelsberg 100 m-skottel opgespoor is, is geïnterpreteer as waarskynlik 'n opties verduisterde radiostelsel agter ons Melkweg ([Seiradakis et al. (1985)]). Eers vyf jaar later ([Landecker et al. (1990)]) het interferometerkaarte wat met die Dominion Radio Astrophysical Observatory (DRAO www.drao.nrc.ca) geneem is, aan die lig gebring dat die lineêre kenmerk bloot die reguitste deel van die dop van 'n swak en uitgebreide supernova-oorblyfsel (G 65.1 + 0.6).

Een van die moeilikste klasse van bronne om opties te identifiseer, is die sogenaamde 'relieke' radiobronne, wat gewoonlik voorkom in sterrestelsels, met 'n baie steil radiokontinuumspektrum en sonder duidelike spore van assosiasie met enige optiese sterrestelsel in hul gasheerkluster. Voorbeelde kan gevind word in [Giovannini et al. (1991)], [Feretti et al. (1997)], of [R & # 246ttgering et al. (1997)]. Sien astro-ph / 9805367 vir die jongste bespiegeling oor hul oorsprong.

Oor die algemeen word bronkatalogusse slegs vervaardig vir opsporings bo die 3-5-vlak. [Lewis (1995)] en [Moran et al. (1996)] het getoon dat 'n kruisidentifisering tussen katalogusse op verskillende golflengtes die "opsporing" van werklike bronne tot op die 2-vlak moontlik maak. *****


Hoekresolusie en pixelgrootte

Die hoekresolusie is ongeveer = 4,5 "/ diafragma van die diafragma in duim. My 8" SCT het dus 'n resolusie van ongeveer .56 ". Die brandpunt is 2032 mm, sodat die resolusie gelyk is aan 1 pixel, dan moet die pixel 5 tot 6 wees (Daar is 360x60x60 / (2xPi) sekondes in 1 radiaan & amp die FL = 1 radiaan.) Maak dit 'n pixel van 5 tot 6 mikron die beste grootte vir my omvang? Ek kan natuurlik die FL verander met 'n verkleiner of Barlow, maar die basiese vraag is: "Is dit die beste om die hoekresolusie gelyk aan 1 pixel te hê?" Of is dit die verkeerde manier om die ideale pixelgrootte te vind? Kyk, is 'n ander saak wat hoekoplossing oorheers.

# 2 Astrojedi

Die toepaslike steekproefpersentasie is 'n funksie van baie verskillende faktore en ook wat u probeer bereik.

Uiteindelik is die 2 "/ pixel slegs 'n duimreël, veral vir lang blootstelling om die sensitiwiteit met detail te balanseer. Dit is nie in alle situasies van toepassing nie.

Hoër steekproefneming is nooit sleg nie (tensy u te veel sensitiwiteit opoffer), maar die ondersteekproef maak altyd skade aan die detail. Hier in San Diego as ons droë helder nagte kry met 'n goeie sien, sien ek 'n duidelike verskil in 1 "/ pixel teenoor 2-3" / pixel-steekproefneming as ek baie kort blootstelling (& lt15s) met my ASI224 (wat 3,75 mikron pixels het) stapel. . Ons is ook suid genoeg om die slegste Jet Jet wat help om te sien, te vermy.

Nevada het die meeste van die tyd 'n baie duidelike droë klimaat, dus ek sal 'n hoër monsternemingsnelheid aanbeveel, dit wil sê in die 1 "/ pixel tot 2" / pixel as u 'n sensitiewe kamera gebruik en kort blootstelling doen. Maak net seker dat u dop akkuraat genoeg is om dit te hanteer.

Geredigeer deur Astrojedi, 24 Maart 2016 - 19:53.

# 3 JPKellysr

# 4 Eddgie

Die hoekresolusie is ongeveer = 4,5 "/ diafragma van die diafragma in duim. My 8" SCT het dus 'n resolusie van ongeveer .56 ". Die brandpunt is 2032 mm, sodat die resolusie gelyk is aan 1 pixel, dan moet die pixel 5 tot 6 wees (Daar is 360x60x60 / (2xPi) sekondes in 1 radiaan & amp die FL = 1 radiaan.) Maak dit 'n pixel van 5 tot 6 mikron die beste grootte vir my omvang? Ek kan natuurlik die FL verander met 'n verkleiner of Barlow, maar die basiese vraag is: "Is dit die beste om die hoekresolusie gelyk aan 1 pixel te hê?" Of is dit die verkeerde manier om die ideale pixelgrootte te vind? Kyk is 'n ander saak wat hoekoplossing oorheers.

JPK

Wil u dit nie gebruik nie? lineêre resolusie eerder as hoekoplossing?

Net nuuskierig .. Dit wil voorkom of lineaire resolusie in lynpaar per millimeter a die fokusvlak die voorkeur is om die pixelgrootte by die instrument aan te pas. Sou die ideale pixelgrootte nie die helfte van die breedte wees van die beste lynpaar wat die instrument kon oplos nie?

Byvoorbeeld, 'n f / 8.12-teleskoop (lineêre resolusie is geheel en al 'n funksie van die brandpuntverhouding en is onafhanklik van die diafragma) het 'n lineêre resolusie van 220 siklusse per millimeter, sodat die skyf perfek ooreenstem as dit 'n pixelgrootte van 440 pixels per millimeter (2,27 mikron per pixel) het (en dit veronderstel dat die prentjie in groen lig was omdat dit met golflengte verskil, en die formule moet herbereken word vir beelding in naby IR of IR).

By f / 10 dink ek is die lineêre resolusie van 'n diafragma 178 lynpaar per millimeter op die fokusvlak? Dit sou beteken dat die ideale skyfie 356 pixels per millimeter (of iets dergeliks) of 'n pixel van ongeveer 2,81 mikron sou hê.

Hoe dit ook al sy, net nuuskierig was hoe 'n mens hoekoplossing sou gebruik wanneer die doel van die beeldvorming sou wees om die lineêre resolusievermoë van die brandpuntverhouding aan te pas by die grootte van die pixel. Die perfekte pasvorm is om twee pixels per reëlpaar-siklus te hê, want die fokusverhouding kan oplos (onthou, 'n siklus is een swart lyn en een wit lyn, dus u het een pixel nodig om die wit lyn vas te vang, en een om die swart vas te lê lyn. Of is ek hier verkeerd.)

Hoe dit ook al sy, miskien is dit my onkunde, sou ek dink dat die lineêre resolusie op die fokusvlak die akkuraatste manier sou wees om die ideale pixelgrootte te bepaal as dit die doel sou wees om die kleinste detail te neem wat die beeld sou kon opneem en die formule wat u gebruik, blyk te wees goed wees as wat die diafragma volledig kan oplos.

Die formule vir lineêre resolusie kan hier gevind word:

Dit is ook in die boek "Telescope Optics" en die boek "Star Testing Astronomical Telescopes".

En op al drie plekke sal u sien dat lineêre resolusie 'n funksie is van die brandpuntverhouding, sodat alle f / 10-teleskope dieselfde resolusie van 178 lyne sal hê.

Onthou, 178 lynpare = 356 reëls. Om al die 356 diskrete lyne op te los, het u 356 pixels nodig. As u 178 pixels gebruik, kan u slegs die helfte van die volle lineêre resolusie van die teleskope beperk.

Hoe dit ook al sy, dit lyk vir my. Hoekresolusie blyk nie die ideaalste manier te wees om die pixelgrootte aan te pas by die resolusie van die instrument nie. As u die formule gebruik, laat dit blyk dat meer as die helfte van u omvang lineêre resolusie onbenut word, en as u planete met 'n Barlow beeld, gebruik u nou slegs 1 / 4de van u omvang.

Die logika vir my sou voorstel dat die beste manier om die pixelgrootte te pas, is om die brandpuntverhouding van die instrument te gebruik om die lineêre resolusie in lynpaar per millimeter op die fokusvlak te bereken, en dan die syfer te verdubbel om die aantal pixels te bereken wat dit sou neem. om die individuele lyne op te los.


5.1.3. Sig- en teleskoopopening

Sedert die atmosfeer-geïnduseerde golffrontfout - sg sien fout - verander met (D / r 0) 5/6, dit sal wissel vir gegewe atmosferiese samehanglengte (Fried parameter) r 0, met die opening grootte D.

Vgl. 52.1 en 52.2 gee die volgende gemiddelde RMS-foute gedurende die gemiddelde twee boogsekondes ( r 0

Alhoewel hierdie syfers redelik pessimisties voorkom, moet u in gedagte hou dat dit slegs gemiddelde waardes is. Statisties is een van die vele moontlike afbreekpunte vir die somber 0,69-golf RMS-langblootstellingsfout by (D / r 0) = 5,7 (vir 400 mm diafragma in 2 & quot siende) 1,38 en 0,34 golf, die helfte van die tyd elk. Net so word die kort blootstellingsfout verdeel na 0,5 en 0,12 golf RMS. As u die visuele foutvlak ongeveer tussen mekaar plaas, sal dit RMS van 0,94 en 0,23 golf gee. Dit beteken dat die helfte van die tyd 'n ware gemors sou wees, maar die ander helfte sou dit aansienlik beter wees, met die visuele Strehl van ongeveer 0,35, vergelykbaar met bietjie meer as 1/2 golf PV van sferiese afwyking.

Die kantelfout-effek is ook nie nadelig by baie klein openings nie (kleiner as

4 & quot) waar dit gemiddeld sien dat die beeld lukraak as 'n geheel relatief stadig beweeg, sonder om die visuele kwaliteit daarvan beduidend te beïnvloed. Die grootte van die sienfout in die visuele waarneming word dus in hierdie diafragma-reeks hoofsaaklik bepaal deur die ruwheidskomponent van die golffront (Vgl. 52.2).

En aangesien hierdie syfers gebaseer is op die standaard Kolmogorov-model, wat 'n oneindige buitenste skaal van turbulensie aanneem, is die werklike fout ietwat kleiner vir die lang blootstellingmodaliteit as gevolg van die kleiner tip-kantelfout-komponent met 'n eindige werklike skaal van turbulensie. .

Namate die diafragma toeneem - of die sig vererger - is die oog moeiliker om tred te hou met die frekwensie van die beeldbeweging, aangesien die afbrekingspatroon geleidelik inbreek spikkel struktuur, met 'n toenemende aantal patroonkomponente wat lukraak binne die kolletjie beweeg. Die resultaat is progressiewe vervaag en opgeblasenheid van die sterbeeld. Die ru-foutkomponent neem ook toe met (Dr 0 ) 5/6 totdat, by 'n voldoende groot diafragma - of in swak sien - diffraksiepatroon uiteenval in 'n ewekansige spikkel struktuur (FIG. 77). Die illustrasies toon die patroonstruktuur aangesien die fisieke grootte van die Airy-skyfies kort-blootgestel is (dit wil sê die brandpuntverhouding is dieselfde vir alle diafragma's) om die atmosferiese effek direk skaalbaar te maak.

FIGUUR 77: Illustrasie van 'n puntbron (sterre) beeldagteruitgang veroorsaak deur atmosferiese turbulensie (lineêre patroongrootte, identies f -verhouding). Linker kolom toon die beste moontlike gemiddelde sienfout in twee boogsekondes sien (r 0

70 mm @ 550 nm) vir vier diafragma-groottes. Die foute word gegenereer uit Vgl. 53-54, met diafragma van 2 & quot met slegs die ruheidskomponent (Vgl. 54), en groter openinge met 'n kantelkomponent bygevoeg teen 'n tempo van 20% vir elke volgende vlak van die diafragma-grootte, as 'n ruwe benadering van die toenemende bydrae tot die totale visuele fout (die manier waarop dit deur die menslike oog hanteer word onbekende gebied). Kolomme regs wys die moontlike omvang van foutfluktuasies, tussen die helfte en dubbel die gemiddelde fout. Die beste moontlike gemiddelde RMS-fout is ongeveer 0,05, 0,1, 0,2 en 0,4 golf, van bo na onder (die effek sal dieselfde wees as die diafragma konstant gehou word, en r 0 verminder). Die diafragma van 2 & quot word meestal min geraak 4 & quot is reeds hoofsaaklik onder & quotdiffraction-limited & quot, terwyl 8 & quot baie min kans het om dit ooit te bereik, selfs vir 'n kort rukkie. Die 16 & quot word klaarblyklik beïnvloed. Die meeste D / ro-verhouding vir sy x2-foutvlak is meer as 10, wat lei tot duidelik ontwikkelde spikkelstruktuur (die vergroting is meer as 1000x per duim diafragma, of ongeveer 10 tot 50 keer meer as die praktiese perke vir 2 & quot-16 & quot; diafragma-reeks, onderskeidelik. Aangesien die hoekvervaagingsgrootte omgekeerd is aan die diafragma-grootte, is die x2-vaagheid in die 16 & quot- en 2 & quot-diafragma ongeveer dieselfde grootte hoekig).

Die spikkels word gevorm deur die energie wat afkomstig is van die fragmente van die gebreekte golffront oor die pupil wat fase-bymekaar kom op die punte wat willekeurig verspreid is rondom die Gaussiese beeldpunt, ongeveer die grootte van die diffraksieskyf (dit geld vir die helderste, sg. eerste-orde spikkels flouer kolle is kleiner). Die deursnee van die 1ste-orde spikkels-omhulsel, die helder sentrale kern van die hele sterbeeld, ongeveer analoog aan die FWHM (Full-Width-at-Half-Maximum) van die PSF van aberrasie-vrye diffraksiebeeld van 'n opening van deursnee gelyk aan r 0, word benader deur & # 955 / r 0 in radiale. Dit beteken dat dit so is r 0, nie die diafragma nie, wat die resolusiegrens stel. Die vlekverskynsel is nie net kenmerkend van groot professionele teleskope nie. Selfs mediumgrootte amateur-teleskope wat sleg sien, begin spikkelstruktuur ontwikkel.

Waarskynlik die eenvoudigste model om die meganisme van spikkelvorming te verklaar, is om aan te neem dat die diafragma van 'n teleskoop, as gevolg van atmosferiese onstuimigheid, effektief gebreek word in subopenings, elk ongeveer dieselfde as die deursnee r 0, met verskillende, verskillende hoeveelhede kantel. Die resulterende diffraksiepatroon is 'n produk van onderliggende diafragma-patrone. Net soos 'n teleskoop met 'n multi-opening, toon die gekombineerde patroon die neiging tot segmentering - meestal in die ringgebied - met die aantal eerste-orde radiale segmente (spykers, lobbe, ens.) Wat ongeveer gelyk is aan dié van sub-openinge. In teenstelling met die teleskoop met meervoudige diafragma, is die sigvormige subopenings in 'n optiese wanorde, swak gedefinieerd en in 'n konstante beweging. Die toename in aantal & quotsub-openings & quot veroorsaak dus vinnig disintegrasie van die helder sentrale skyf en die vorming van die ewekansige vlekstruktuur wat slegs stilstaan ​​binne tydsintervalle kleiner as

Aangesien spikkels afkomstig is van die ruwheid van die golffront, wat eweredig is aan (D / r 0) 5/6, sal hul aantal groter wees vir groter (D / r 0) waardes, terwyl hul gemiddelde hoekgrootte kleiner sal wees in omgekeerde verhouding tot die diafragma grootte (dus bly die volledig ontwikkelde vlekpatroon van dieselfde hoekgrootte, ongeag die opening). Die aantal 1ste-orde spikkels N kan benader word as 'n verhouding van die oppervlakte van die FWHM van die spikkelomhulsel (benader, hoekig, deur & # 955 / r 0) teenoor die oppervlakte van 'n enkele vlek (neem 2 & # 955 / D vir die gemiddelde hoekskeiding van spikkelsentroïede) , of N

[(& # 955 / r 0) / (2 & # 955 / D)] 2 = (D / 2r 0) 2 vandaar dat die spikkelstruktuur ten minste statisties begin vorm by (D / r 0)

3, en moet sigbaar word by (D / r 0)

Let op: hierdie benadering kan die aantal spikkels ietwat oorskat, aangesien dit gebaseer is op r 0, wat die sienende FWHM is wat die kantelfout insluit, dit wil sê die willekeurige beweging van die vlekstruktuur rondom sy sentrale punt.

Vorming van die dinamiese vlekstruktuur verander die sfeer van 'n teleskoop, dit laat die resolusiebeperking daarvan ongeldig word, wat dit afhang van die atmosfeer en nie van die opening nie. Die energieverspreiding wat daardeur veroorsaak word, verlaag ook die kontrasvlak van die teleskoop. Aangesien die fout met die diafragma toeneem, gegewe die groot genoeg verskil in die diafragma, is daar die vlak van sienfoute wat die resolusie / kontrasvoordeel van die groter diafragma kan wegneem en dit aan die kleiner toeken (FIG. 78).

FIGUUR 78: Effek van die sien op die visuele tydgemiddelde sien van PSF vir drie relatiewe diafragma-groottes, waarna verwys word, van die kleinste tot die grootste as onderskeidelik D, 2D en 5D. Die grootte van die sien van die skyf is slegs benaderd, aangesien die effek van kantelfout by visuele waarneming wissel van klein / weglaatbaar by (D / r 0) & lt2 tot beduidend / dominant by groter D / r 0-waardes.

Top prentjie (A) toon die benaderde visuele grootte van die sentrale diffraksie-maksimum in die drie openings vir nul-sienfout, en vir D / r 0 = 1 in die kleinste opening., D Op hierdie vlak van sienfout is 'n diafragma visueel effens bo die diffraksie-beperkte vlak (0,80 Strehl), met sy sentrale maksimum ongeskonde en onveranderd in grootte. In 2D-diafragma, (D / r 0) = 2, met aansienlik meer energie oorgedra na die ringarea, maar met die sentrale maksima wat ook hoofsaaklik ongeskonde bly en met geen beduidende verandering in grootte nie (dit word effens vergroot getoon). Die 2D-diafragma behou dus die grootste deel van sy resolusievoordeel, en ook van die kontrasvoordeel.

In die 5D-opening, (D / r 0) = 5, op watter vlak die vlekstruktuur duidelik blyk. Gevolglik word die gemiddelde FWHM-straal benader deur D / 2 r 0 in eenhede van & # 955 F. Dit gee 2,5 & # 955 F, of vyf keer die aberrasie-vrye FWHM vir hierdie diafragma. Met ander woorde, die gemiddelde FWHM van die 5D-diafragma is nou amper identies aan die van vyf keer kleiner diafragma, met 'n soortgelyke resolusiegrens en kontrasvlak (laasgenoemde hang ook af van die besonderhede van intensiteitsverdeling, maar vir die eenvoud neem ons aan dat dit aangedui word. volgens die FWHM-hoekgrootte). Aangesien die skommeling sien, is dit egter steeds moontlik dat (D / r 0) onder val

3, wat byna-ongeskonde sentrale maksima herwin en 'n goeie deel van die kontras- / resolusievoordeel is.

Onderste prentjie (B) toon aan dat hierdie drie diafragma's sien, vererger met 'n faktor 2. Nou (D / r 0) = 2 vir die kleinste diafragma, wat beteken dat dit steeds die sentrale maksimum van die hele tyd naby is. Vir die twee keer groter diafragma, (D / r 0) = 4, met sy gemiddelde FWHM, is dit byna so groot in twee keer kleiner diafragma. Aangesien dit waarskynlik nog onder (D / r 0) = 3 sal daal met oomblikke van beter sien, behou dit die sentrale maksimum van die tyd byna ongeskonde, sodat dit sy diafragmavoordeel gedurende daardie oomblikke kan besef. (D / r 0) = 10 in die 5D-diafragma beteken egter dat dit die vlekstruktuur ten volle ontwikkel het, met baie min kans om onder te val (D / r 0) = 3 (dit sal slegs gebeur as u meer as drie keer beter sien as die gemiddelde). Met 'n volledig ontwikkelde vlekstruktuur word die resolusiebeperking benader deur & # 955 / r 0 sedertdien r 0 is 1/10 van sy diafragma, sy resolusie is nou ook 1/10 van sy maksimum teoretiese resolusie & # 955 / D, of slegs ongeveer die helfte van die resolusievermoë van vyf keer kleiner diafragma.

Verdere verdubbeling van die sigfout bring die kleinste diafragma op (D / r 0) = 4, en twee keer groter diafragma op (D / r 0) = 8. Laasgenoemde is nou op 'n soortgelyke vlak as die 5D-diafragma om twee keer beter te sien, terwyl die kleinste diafragma nog steeds 'n realistiese kans het om onder te val (D / r 0) = 3, in welke geval dit nie opgelos word nie, en beide kontrasteer groter openinge. Nog 'n verdubbeling van die sienfout benut die voordeel van die kleinste diafragma - maar nou sal die diafragma wat twee keer kleiner is as die een, die drie groter diafragma nie oplos nie.

Hierdie algemene scenario kan afspeel met byvoorbeeld 150mm, 300mm en 750mm diafragma in 1, 2 en 4 boogsekondes (d.w.s. r 0 van onderskeidelik 144, 72 en 36mm).

Die onderstaande afbeelding illustreer hoe die hoekgrootte van die afbreekpatroon en die voorkoms daarvan verander met die afname in atmosferiese samehanglengte r 0 (bo) en toename in diafragma D (onder).

FIGUUR 79: BO: By vaste diafragma-grootte, veroorsaak die voortdurende toename in sigfout, dat die afbreekpatroon vervorm, in die vlekstruktuur breek en sterk uitbrei. ONDER: Die effek van sien op die hoekdiffraksiepatroon is geneig om baie klein en baie groot diafragma's te vergelyk in terme van die effektiewe punt-beeldgrootte (d.w.s. die resolusie van die puntbron), en laat 'n middelgrootte diafragma met die relatief kleinste sentrale maksimum.

Afname in r 0 vir gegewe diafragma lei tot die progressiewe opbreek en vergroting van die diffraksiepatroon. Vir gegewe r 0, sal die hoekpatroongrootte vir (D / r 0) & gt3 bykans konstant wees, benader deur & # 955 / r 0. Namate D / r 0 onder 3 daal, herwin die sentrale maksimum geleidelik sy integriteit, en die resolusie beperk na & # 955 / D. Ten spyte daarvan dat die sentrale maksima groter word as spikkels in groter openinge, word die deursnee daarvan kleiner as dié van hul primêre spikkelstruktuur. Gevolglik het die kleiner diafragma 'n beter resolusie as twee of meer keer groter diafragma's vir 1.5 & lt (D / r 0) & lt2.5. By (D / r 0)

1, resolusievlak in die kleiner en baie groter (vyf of meer kere) diafragma's is soortgelyk. Verdere afname in diafragma lei tot verminderde resolusie in kleiner versus groter diafragma's.

As ons die kleinste opening D = 50mm neem, en r 0

1,5 boog tweede sien), dan stem die onderste patrone, van links na regs, ooreen met 50, 100, 175, 300, 600 mm en 1,2 m diafragma's. Onthou dat hierdie gemiddelde statistiese foute voorstel. In werklike veldtoestande, aangesien skommelinge sien, sal die diafragma van 175 mm sy D / r 0 in die 1,5-2,5-reeks hê gedurende periodes van beter sien, en die oplossing van beide kleiner en groter diafragma's. Selfs die opening van 600 mm het waarskynlik oomblikke wanneer D / r 0 daal tot

2,5, of ietwat onder, wat egter baie onwaarskynlik is vir 1,2 m diafragma, wat minderwaardig is as 150-300 mm diafragma (ongeveer) resolusiegewys.

Die mate van patroonintegriteit bepaal direk die maksimum bruikbare puntbronvergroting, gedefinieer as een wat nodig is om 'n beperkte visuele resolusie te verkry wat toegelaat word deur te sien. Die vergroting van die uitgebreide voorwerp is ingewikkelder, en dit wissel na gelang van die inherente kontras, helderheid en vorm. Oor die algemeen word die kontras van uitgebreide voorwerpe meer beïnvloed as die resolusie van die puntbron - en veral die met lae inherente kontras - moet die beperkte bruikbare vergroting vir hierdie tipe voorwerpe ietwat laer wees. 'N Aanduiding van die effek van sien op kontras en resolusie in kleiner as groter diafragma word die beste aangebied met die MTF-grafiek (FIG. 80).

FIGUUR 80: BO: Neem die optimale D / r 0 sterre-resolusie-wyse van

2 en as ons aanneem dat die oog op hierdie foutvlak nog steeds die grootste deel van die kantelfoutkomponent uitfilter, die ooreenstemmende visuele MTF nader daaraan sou plaas vir die MTF vir kort blootstelling. Kontras oor die omvang van die resolueerbare helder lae-kontras-detail is op die vlak van 'n 40% kleiner diafragma (grys gestippel tot op die horisontale skaal), terwyl die drempelwaarde vir hierdie besonderhede met ongeveer 1/3 verminder word. Sy sterre-resolusie sou naby sy teoretiese limiet wees.

Aan die ander kant, 'n 2,5 keer groter diafragma by D / r 0

5, sou sy visuele MTF nader aan die lang blootstelling MTF vir daardie D / r 0-vlak wees. Die detail-oordrag met lae kontras sou op die vlak van vyf keer kleiner perfekte diafragma gewees het, met sy helder detaildrempel met lae kontras met ongeveer 2/3. Die sterresolusie sou ongeveer 1/3 van die teoretiese resolusie wees, wat beteken dat dit minder as 2,5 keer kleiner diafragma kan wees, wat 40% van sy beperkte resolusie het. Die benaderde middelfrekwensie-kontrasvlakke, op die vlak van 40% en 80% kleiner diafragma, dui aan dat na die toepassing van die 2,5 diafragma-differensiaalfaktor die groter diafragma steeds 'n voorsprong sal hê in die helder resolusie van die lae kontrasdetail. Dit word bevestig deur die breedte van die visuele MTF-plot van die klein diafragma 2,5 keer te verminder (oranje gestippel), wat dit direk vergelykbaar maak met die visuele MTF van die groter diafragma. Dit toon aan dat die kleiner diafragma beter kontrasoordrag oor alle frekwensies het, met nie-nul kontras in die groter diafragma, wat betekenisvol word vir frekwensies groter as

0.4. Dit het ook 'n beter beperkende resolusie vir hoëkontrasbesonderhede (MTF-afsnyfrekwensie), maar ietwat minderwaardige helder resolusiedrempel met 'n lae kontras. Dit lyk aanvanklik onlogies, maar dit is 'n gevolg van die drempellyn - wat die minimum kontras voorstel wat die oog vereis op gegewe genormaliseerde frekwensie - steiler is in die kleiner diafragma as dit geskaal word in vergelyking met die groter diafragma, aangesien enige genormaliseerde frekwensie ν in laasgenoemde stem ooreen met 2,5 keer hoër frekwensie in eersgenoemde, en 'n hoër ruimtelike frekwensie vereis hoër minimum kontras.

ONDER: Ons moet nie vergeet dat die sien van foute oor tyd wissel nie en dat die gemiddelde fout nie die hele verhaal vertel nie. MTF-plotte toon die effek van die sien van foute op die visuele kontrasoordrag vir 'n diafragma in (D / r 0)

1 sien (ongeveer diffraksie beperk visueel) teenoor twee en vier keer groter diafragma in dieselfde sien, in wat algemeen beskou kan word r 0 ((dws sien fout) fluktuasie. As gevolg van die groter gemiddelde fout, is die variasiebereik tussen die kontrasoordrag aansienlik groter in die groter openinge. Ook vir gegewe r 0 fluktuasie, is die groter diafragma afwyking van die gemiddelde groter na 'n beter kontras vlak, terwyl dit teenoorgestelde in die kleiner diafragma is. Met die hele skommelingsbereik van die kleiner diafragma onder die groter diafragma-gemiddelde, kan gesê word dat laasgenoemde 'n mate van visuele voordeel van kontras / resolusie behou in matige slegte siening (onder D / r 0

5), solank die sien die enigste foutbron is.

Hierdie ru benadering met behulp van MTF-model dui aan dat die kleiner diafragma waarskynlik relatief klein voordeel sou hê in beide, planetêre en sterre resolusie, as dit op die sigfoutvlak van D / r 0 is

2. Die voordeel is klein genoeg om nie te realiseer as die aannames ietwat partydig is vir kleiner diafragma nie.

Aangesien die meeste ander faktore - inherente optiese kwaliteit, termiese ewewig, afwesigheid van sentrale obstruksie, beter kollimasie - meestal kleiner diafragma bevoordeel, is dit waarskynlik die scenario wat voorgestel word deur die grootte van die sigbare sentrale maksimum, dws dat 'n diafragma by D / r 0 sien vlak sal beter wees as albei, aansienlik kleiner en aansienlik groter diafragma's (plotte vir twee keer kleiner diafragma sal pas tussen D / r 0 = 0 en D / r 0 = 2, dus is dit vanselfsprekend dat dit beter as albei groter sal wees openings).

Belangrikste probleme om meer akkuraat toegang te verkry tot die effek van die sien op die visuele prestasie in openinge van verskillende groottes, word veroorsaak deur die geleidelike, ongespesifiseerde oorgang van die sien van foute effektief, insluitend slegs die ruheidskomponent (kort blootstellingsfoutvlak) by klein diafragma-groottes (dws by lae sien) foutvlakke, ongeveer D / r 0 & lt2) om ook die kantelfoutkomponent ten volle in te sluit op groot sigvlakvlak (ongeveer D / r 0 & gt5, lang blootstellingsfoutvlak). Die dinamika van hierdie oorgang kan slegs deur die sienende MTF vir albei foutvlakke deur 'n wye verskeidenheid sig-geïnduseerde foute () aangedui word.FIG. 81).



FIGUUR 81
: MTF-plotte vir sien- en kortblootstellingsfout, vir D / r 0-reeks 0-10. Punte wat op die horisontale skaal gemerk is, dui die benaderde relatiewe diafragma-grootte aan wat ooreenstem met die afsnyfrekwensie vir helder detail met lae kontras. Let daarop dat hierdie MTF ietwat pessimisties is - meer vir 'n lang as 'n kort blootstelling, maar ook vir laasgenoemde - aangesien dit gebaseer is op die standaard Kolmogorov-model, met die veronderstelling dat dit 'n oneindige skaal van onstuimigheid het. In die werklike veldtoestand is die buitenste skaal van turbulensie altyd eindig, wat lei tot 'n verminderde sigfout - hoofsaaklik in die beeldbeweging (kantel) - komponent - en die verskil teenoor die standaardmodel word groter namate die sien verbeter.

Die aard van sien - sy konstante skommeling rondom die gemiddelde waarde en, in 'n lang tydsraamwerk, skommeling van die gemiddelde self, bevoordeel groter diafragma as dit bo die gemiddelde swaai. Vir 'n gegewe sigvlak bly D / r 0 waarde meestal binne 50%, en

Afwykings van 25% kan 'n noemenswaardige gedeelte van die tyd verteenwoordig. Met die sienende gemiddelde wat soortgelyke patrone volg - dit kan meer of minder op elke nag wees, maar dit moet 'n redelike aanname wees binne 'n rowwe gemiddelde - r 0 kan meer as twee keer groter word, en kan oor relatief beduidende gedeelte van die tyd byna twee keer groter wees (aan die ander kant sal dit ook meer as twee keer kleiner wees, en byna twee keer kleiner oor byna soveel tyd) .

FIGUUR 82: Vereenvoudigde skema van die variasie in r 0 rondom die gemiddelde waarde daarvan. D / r 0 verander in omgekeerde verhouding daarmee, en sien fout in verhouding tot (D / r 0) 5/6. Vir die maksimum amplitude van afwyking van die gemiddelde A, die tydsduur waarbinne r 0 sal verskil van A deur a, of meer, word minstens ongeveer benader t

0,5- (a / 2A),
waar a is die afwyking van die gemiddelde r 0 waarde. Byvoorbeeld vir die waarskynlike amplitude van verandering in r 0 van A = 50%, die tyd waarin r 0 sal 25% of meer groter wees - en die sienfout kleiner met 'n faktor van 1 / 1,25 5/6, of meer - is t

0,25, of ongeveer 'n kwart van die tyd.


In hierdie spesifieke geval, met die groter-tot-kleiner diafragmaverhouding 2,5, het dit byna verdubbel r 0 sou die groter diafragma naby D / r 0 plaas

2.5 (nou nader aan die kort-blootstellingsvlak), en die kleiner een naby D / r 0

1, wat amper saamval met die kort blootstellingsvlak. MTF-plotte hierbo dui aan dat dit aan die kleiner diafragma weinig sal gee in verbeterde sterresolusie, aangesien dit al byna 100% was, terwyl die planeetkontras daarvan sou verskil van ongeveer 1/3 kleiner diafragma vir groot besonderhede tot byna 90 % kleiner perfekte diafragma vir planetêre besonderhede naby resolusiedrempel. Die groter diafragma, aan die ander kant, sal die grootste deel van sy sterre-resolusie (byna gelyke verdubbeling) herwin, met sy planetêre detailkontras op die vlak van ongeveer 2 keer kleiner perfekte diafragma, met sy drempel van die planetêre detail ook vergelykbaar met die in 'n twee keer kleiner perfekte diafragma. Daarom sal dit die kleiner diafragma op die sterre van amper helderheid maklik uitlos, terwyl dit ook 'n voorsprong kry in planetêre kontras en resolusie (effektiewe relatiewe diafragma)

1,25D versus 0,8D en 0,9D vir onderskeidelik planetêre kontras en resolusie in die kleiner diafragma).

Wat dit alles impliseer, is dat 'n aansienlik kleiner diafragma beter kan wees as die groter, maar dit vereis dat hulle op 'n spesifieke sigfoutvlak moet wees en moet bly, wat gewoonlik sigbare toestande behels. Dit is slegs moontlik wanneer D / r 0 in die groter diafragma is

4, of groter, in welke geval 'n kleiner diafragma met D / r 0

2 sal - alles anders gelyk - beter resolusie en kontrasoordrag hê. Met ander woorde, kleiner diafragma kan beter presteer terwyl die sigfout groot genoeg is, maar as dit voldoende verminder as gevolg van fluktuasies, sal die groter diafragma herstel en beter presteer. Gewoonlik is die sien van skommelinge wyd genoeg sodat dit kan gebeur.

Dit is natuurlik 'n baie vereenvoudigde begrip, wat die rol van ander geïnduseerde foute (termiese, kollimasie), inherente optiese foute, sowel as die individuele beperkings en ervaring van die waarnemer, weglaat, maar dit is nodig om die effek van alleen sien te beoordeel. Ander faktore kan ook ter sprake kom, soos die helderheid van die teleskopiese beeld terwyl besonderhede met lae kontras waargeneem word. Diafragma's kleiner as ongeveer 6 sentimeter in deursnee bied minder as optimale helderheid van die beeld by hoë vergrotings, wat die detailresolusie van die oog met 'n lae kontras negatief beïnvloed.

Die volgende bladsy behandel ander belangrike aspekte van die sienfout: besonderhede van die sienende PSF, Strehl en OTF.


Hoekresolusie

Hoekresolusie
Radioteleskope moet baie groter wees as optiese teleskope, omdat die golflengtes van radiogolwe soveel groter is as die golflengtes van sigbare lig.

Hoekresolusie: Die hoekoplossing van 'n teleskoop of beeld is hoeveel detail dit aan die hemel kan sien. As 'n teleskoop byvoorbeeld 'n resolusie van 1 boogsekonde gehad het, sou dit geen detail in enige voorwerp kon sien wat minder as een boogsekonde lug beslaan nie.

hoekoplossing: 'N Maatstaf van die hoekgrootte van die kleinste voorwerp wat met 'n teleskoop onderskei kan word.
Annis, Martin: die stigter van American Science & Engineering (AS&E). Hy het AS&E in 1958 gestig met die hulp van George Clark.

van 'n teleskoop, sou hierdie omvang slegs 'n enkele ster of effens langwerpige ster sien.

7 mm-beelde in die rigting van die UC HII-streek W3 (OH) L5
S. A. Dzib, L. F. Rodr guez, S.-N. X. Medina, L. Loinard, J. M. Masqu , S. Kurtz en K. Qiu
DOI:.

keer die kamera-voorwerpafstand.

Die vermoë van 'n teleskoop om twee aangrensende voorwerpe aan die hemel te onderskei, of om die fyn besonderhede op die oppervlak van 'n voorwerp te bestudeer, dikwels sinoniem met 'helderheid' of 'skerpte'. .

- Wolfram
Die betekenis van suurstof
Nuwe tegniek kan vandag nog 'n ligte blou kolletjie vind - heelal
Maan onthul hoe om oseane te vind, land op ander wêrelde - vandag se heelal.

van die blote oog is ongeveer 1 ', maar sommige mense het 'n skerper visie as dit. Daar is anekdotiese bewyse dat mense die Galilese mane van Jupiter gesien het voordat teleskope uitgevind is.

van 'n sensor is afhanklik van die golflengte van die waargenome bestraling en die deursnee van die sensor se opening. Hoe langer die golflengte, hoe groter moet die deursnee van die sensor se diafragma wees om detail op te los.

van 4 "het hierdie satelliet 'n rewolusie vir x-straal-sterrekunde gehad. Dit was twee en 'n half jaar in werking en het duisende nuwe X-straalbronne opgespoor. Sy waarnemings het bevestig dat byna alle soorte sterre X-strale uitstraal.

verkrygbaar met 'n enkele radioteleskoop is ongeveer 10 "(vir die grootste instrumente wat op millimeter golflengtes werk)" ten minste tien keer growwer as die vermoëns van die grootste optiese spieëls. Die resolusie wissel baie, afhangende van die golflengte wat waargeneem word.

van BeppoSAX was goed genoeg om vir sterrekundiges te sê waarheen om ander, meer presiese teleskope te wys in die hoop om elektromagnetiese emissie van langer lewens as gevolg van die bars op ander golflengtes op te spoor.

van 0,75 x 10,6 , met 'n effektiewe oppervlakte van 290 cm2 (Sjabloon: Omskakel / ronde vierkante sentimeter), en 'n bandpas van 2-20 keV. [3]

Sien momentum hoeksnelheid = hoeksnelheid, sin 1

Spesifiek die vermoë van 'n radar om tussen twee teikens te onderskei slegs deur die meting van hoeke.
Dit word gewoonlik uitgedruk in terme van die minimum hoek waarmee teikens gespasieer moet word om afsonderlik te onderskei.

van 6.0 microradians / pixel. Die beeldvlak van elk bevat 'n 1024x1024 element CCD-skikking.

Waarnemings van die middelpunt van elliptiese sterrestelsels word belemmer deur vervorming wat veroorsaak word deur bewegings in die aarde se atmosfeer, wat beperk

ongeveer een sekonde boog, ongeag die grootte van die teleskoop.

Sodra die teleskope aan mekaar gekoppel is om 'n optiese interferometer, die VLTI, te vorm, sal dit 'n versameloppervlak hê wat gelyk is aan 'n skottel van 16m en 'n effektiewe diafragma van 200m, wat dit 'n

van 4 miljard sekondes, 25 keer skerper as die HST.
Lewensduur.

Op 10 Januarie 2006 gebruik sterrekundiges die infrarooi Center for High

Astronomy (CHARA) Array het aangekondig dat Vega so vinnig draai (teen ongeveer 91 persent van sy "opbreekkoers") dat dit koeler en 23 persent wyer langs sy ewenaar is as aan sy pole weens die swaartekrageffek daarvan.

Die mees onlangse toevoeging is die CHARA (Centre for High

Astronomy) -reeks wat deur Georgia State Univ bedryf word. dit bestaan ​​uit ses 39-in. (1 m) diafragma-teleskope in 'n Y-vorm gerangskik en in 'n sirkel van 400 m (1.300 voet) in deursnee.

Terwyl die ontdekking dikwels volg op die opening van nuwe grense in sensitiwiteit, golflengte of

'n gedetailleerde begrip vereis gewoonlik speurwerk deur 'n groot aantal wetenskaplikes met toegang tot toepaslike ondersoekinstrumente.

As u hulle verder uitmekaar skuif, word die

(die teleskoopvermoë om kleiner voorwerpe in die lug op te los).

dit is wat ons in staat stel om 'n paar te skei - as die sterre te nou wentel, sal dit as een voorkom.

"Ons waarnemings van die Centre for High

Astronomie interferometriese skikking bied 'n direkte sterrestelling van 0,3207 sonstrale. '
"Ons het ook sewe jaar van presiese, outomatiese fotometrie verkry wat die regte rotasieperiode van 89,3 dae openbaar." .

23 Mei 2002 - The Very Small Array (VSA) en die Cosmic Background Imager (CBI) het albei nuwe hoogtepunte uitgereik

data oor die klein temperatuurverskille rondom die lug in die 2.725 K swartliggaamstraling wat oorgebly het van die Oerknal.

As die masering "kolle" op 'n roterende skyf geleë is, gebruik dit baie hoog

beelde (van die Very Long Baseline Array of VLBI) is dit moontlik om hul regte beweging te meet, of die snelheid waarmee hulle oor die lug beweeg.

Die maatstaf wat gewoonlik gebruik word vir die

van 'n teleskoop of ander instrument. Rekombinasie Die herwinning van 'n elektron deur 'n geïoniseerde atoom.
ROOI REUSE.

Die onderskeid is ietwat arbitrêr, omdat die vermoë om ruimtelike kenmerke in kosmiese radiobronne te onderskei, deur die jare geleidelik en dramaties verbeter het as gevolg van Sir Martin Ryle se bekendstelling van skikkings van teleskope, wat diafragma-sintesetegnieke gebruik om die

Interferometrie - Die gebruik van twee of meer teleskope wat aan mekaar gekoppel is om as een enkele instrument te werk. Interferometers kan hoog bereik

as die individuele teleskope waarvan dit gemaak is, wyd geskei is
Interstellêre saak - Gas en stof in die ruimte tussen die sterre.

Behalwe vir vlekinterferometrie, word teleskope vandag ook toegerus met stelsels wat 'adaptive optics' genoem word, wat die regstelling vir atmosferiese vervorming in reële tyd kan maak. As die stelsels gebruik word, kan dit die

van 'n teleskoop op die grond om te presteer asof dit in die ruimte is,.

"Daar is niks waarvan ons weet wat hierdie ster kan bespoedig nie," het die sterrekundige Hal McAlister van Georgia State gesê, wat die studie van die ster gelei het in die Universiteit se Center for High.

(CHARA), destyds in 'n onderhoud.

Die enorme afstande tot die sterre beteken dat slegs die naaste die regte bewegings het wat groot genoeg is om uitgedruk te word in boogsekondes per jaar - milliarsekondes per jaar kom meer voor.Vanweë hierdie klein hoeksnelhede is dit nodig om 'n teleskoop met 'n hoë gebruik te maak

Daar is egter beperkings wat ekstra skottelgoed binne die algehele deursnee benodig om te vergoed. Een so 'n beperking is


Watter wiskundige hoeveelheid spreek die belangrikheid van die opening in 'n teleskoop uit? Is dit die f #, hoekoplossing, ens?

Ek probeer die wiskundige onderbou van teleskoopoptika aanleer en is bietjie verward. Ek het gelees dat die diafragma die belangrikste is. Is dit omdat dit die hoekoplossing verhoog het? Die wiki-bladsy oor hoekoplossing is 'n werpsel verwarrend, maar hou die f / # en / of brandpuntsafstand verband met die hoekoplossing vir teleskope (dit lyk asof dit vir mikroskope is)?

Ek het gelees dat die diafragma die belangrikste is

In 'n ideale wêreld, ja, dit is. In werklikheid is 'n groot hoeveelheid ander faktore ook belangrik.

maar as die hoekoplossing regtig die belangrikste is, dan moet die brandpunt ook belangrik wees. Is dit reg?

Met hoekoplossing bedoel ek die verhouding f / D, waar f die brandpunt is en D die deursnee van die opening is

Hoekresolusie is die kleinste hoek wat twee puntagtige voorwerpe skei wat nog steeds deur die teleskoop as apart opgelos word.

Diafragma (deursnee van primêre lens of spieël) bepaal die resolusiekrag, ook hoekoplossing. Prakties bied 'n opening van 100 mm (4 & quot) 1 boogsek-resolusiekrag. Die opening van 200 mm gee 0,5 boogsek, ensovoorts (dit is alles effens optimistiese beramings).

Alle ideale teleskope met dieselfde opening het dieselfde oploskrag. Teleskope met dieselfde diafragma, maar met verskillende primêre brandpuntsafstande, sal egter beelde van verskillende groottes in hul fokusvlak skep - hoe langer die brandpuntsafstand, hoe groter die beeldgrootte. Aangesien resolusiekrag dieselfde is, beteken dit net dat die kleinste besonderhede wat in die prentjie sigbaar is, se liniêre grootte verskil. Dit maak nie saak vir visuele sterrekunde nie, maar is belangrik vir beelding: u wil nie hê dat die kleinste besonderhede kleiner moet wees as die pixels op u sensor nie.

Alle ideale teleskope met dieselfde opening het dieselfde oploskrag. Teleskope met dieselfde diafragma, maar met verskillende primêre brandpuntsafstande, sal egter beelde van verskillende groottes in hul fokusvlak skep - hoe langer die brandpuntsafstand, hoe groter die beeldgrootte.

Daarom is dit beter om nie in terme van resolusie, maar van kontras te dink nie, met 'n groter diafragma wat 'n groter kontras besef tussen flou voorwerpe met 'n groot oppervlak, soos 'n dowwe sterrestelsel, en die agtergrondswartheid.

Die rede waarom die diafragma-grootte belangrik is, is omdat dit u in staat stel om meer fotone te versamel en 'n beter resolusie te kry. Die vergroting is nie so belangrik nie en is gewoonlik goedkoper om die brandpuntafstand te bou as om 'n spieël twee keer so groot te maak.

wysig: U kan dit ook oorsteek na r / askcience

wysig2: Die fundamentele beperking op hoe goed u 'n puntbron met 'n teleskoop kan oplos (met die veronderstelling dat dit 'n perfekte, perfekte optika is) hou verband met die diafragma. Dit geld vir enige beeldstelsel.

Groter diafragma lewer nie 'n groter resolusie nie, dit lewer groter kontras, wat die waarnemer toelaat om dowwer voorwerpe te sien. U het ook geen foutlose optika nodig nie, aangesien die menslike oog nie die verskil tussen 'n kwartgolf kan sien nie, en die meeste hoë spieëls tot 'n tiende golf presisie gemaal word.

Vir 'n ideale teleskoop is hoekoplossing inderdaad afhanklik van die diafragma. Die formule is: sin (θ) = 1.22 * λ / D waar θ die hoekresolusie van die teleskoop is, λ as die golflengte van die lig en D die deursnee van die teleskoop is (die formule vir teleskoop-skikkings is 'n bietjie anders, maar soortgelyk).

Benewens die verbetering van die hoekoplossing, kan die groter optika ook flouer voorwerpe sien. Die grootte van die vaagste voorwerp wat u in 'n gegewe teleskoop kan sien, word die beperkende grootte genoem, en die formule is: 5 * log (D / P) waar D die deursnee van die optiese optiek is, en P die deursnee van die waarnemer & # x27s leerling.

En die versamelingskrag van rou lig is ook 'n direkte funksie van die oppervlak van u optika. As ons die versamelingskrag van 'n teleskoop definieer as: P = π * (D / 2) 2, dan kan u dadelik sien dat 'n 10 & quot-teleskoop binne dieselfde tyd 4x soveel lig as 'n 5 & quot-teleskoop sal versamel. Visueel sal dit helderder, hoër kontrasvoorwerpe tot gevolg hê, en as dit toegepas word op astrofotografie, sal die kleiner teleskoop 4x so lank neem om dieselfde blootstelling as die groter teleskoop te genereer (as ons aanvaar dat albei dieselfde brandpuntlengte het).

In die regte wêreld kan swak optiese gehalte beteken dat 'n kleiner teleskoop in sommige omstandighede beter kan wees as 'n groter, maar diafragma definieer die werking van 'n instrument, al is dit gelyk.


Sirkelvormige apperture en hoekoplossing van optiese toestelle

  • Diffraksie beperk die resolusie van toestelle wat beelde skep - lense en spieëls
  • Die beeld van 'n bron as gevolg van diffraksie is nie 'n punt nie, maar 'n diffraksiepatroon, in die besonder fokus die lens nie die parallelle strale streng in die fokuspunt nie. Beeld is besmeer
  • Die meeste belangrikste is die eindige grootte van die Airy-skyf, waaroor die puntbeeld meestal versprei word.
  • As een twee bronne het (of twee dele, kop en stert, van een bron), vorm hulle twee afbrekingspatrone in die beeldvlak.
  • As die Airy-skywe nie oorvleuel nie, kan ons die twee beelde maklik onderskei
  • Maar as hulle oorvleuel, sal ons uiteindelik nie sien dat daar twee beelde is nie, maar een
  • Die reël Rayleigh se kriterium wanneer ons nog twee beelde kan onderskei, is wanneer die sentrale piek van die een beeld in die eerste minima van die ander beeld is . Dit wil sê, die hoekskeiding (met die aanname van 'n klein hoek, soos altyd die geval met lense / spieëls) is tussen twee beelde & Delta & theta = 1.22 & lambda / D
  • Alhoewel & theta is die hoekrigting van die diafragma na die beeld, vir die verre bronne onder ons benaderings is dit ook hoekrigting na die bron. Ons kan dus sê dat as twee bronne deur minder as & Delta & theta = 1.22 & lambda / D, sal hulle 'n vage enkelbeeld lewer, en sal dit nie opgelos word nie. Hierdie hoekskeiding is dus diffrasielimiet vir hoekoplossing van optiese instrument
  • Voorbeeld - optiese teleskoop met 'n deursnee van 1 m is nie in staat om twee sterre op te los wat geskei is deur minder as 6 en keer 10-7 radiale wat op 'n golflengte van 500 nm waarneem nie. (dit is 0.13 boogsek)
  • Diffraksie van die hoofspieël is 'n fundamentele beperking op hoe goed die resolusie kan wees. As gevolg van ander effekte, kan dit in die praktyk net erger wees. In grondteleskope kom die belangrikste beperking op die hoekoplossing gewoonlik deur onstuimige bewegings van lug in die atmosfeer, eerder as van die buiging op die hoofspieël.
  • Daarom word die vorms van die lug gemaak (Hubble-ruimteteleskoop het 'n spieël van 2,4 m - wat is die afbrekingslimiet?)

Vraag oor hoekgrootte

Ek het probeer uitvind wat presies die hoekgrootte van 'n hemelse voorwerp beteken? Stem die hoekgrootte saam met die oplossingskrag van u teleskoop in boogminute? 'N Voorbeeld is as 'n voorwerp 0,45 boogminute in hoekgrootte beoordeel en my omvang net 0.94 kan oplos, of iets beteken dit dat die voorwerp heeltemal te dof sal wees om te sien of nie eens op die okularis verskyn nie?

Enige insig hieroor word waardeer.

# 2 MalVeauX

Dink aan die waarneembare lug as 'n groot sfeer. Die sfeer bestaan ​​uit grade wat verder in boogminute en boogsekondes gemeet word. Voorwerpe is in hierdie opsig hoekig groot. Om iets te sien wat in baie klein boogsekondes gemeet word, verg baie resolusiekrag in die vorm van diafragma- en versterkingsverhoudings. 'N Voorbeeld hiervan is om dubbele sterre te verdeel, of om een ​​van die verre planete in ons sonnestelsel te sien.

Geredigeer deur MalVeauX, 07 Januarie 2017 - 22:02.

# 3 GlennLeDrew

Hoekgrootte is nie noodwendig 'n beperking op sigbaarheid nie. Byvoorbeeld, in ons amateurteleskope is alle sterre effektief punte van nul grootte. Ons sien hulle omdat daar voldoende lig is om 'n sigbare 'punt' van die lig as 'n Fresnel-patroon van diffraksie te maak.

Daar is baie kompakte en verre planetêre newels wat in nie groot teleskope effektief 'ster' is nie, maar tog gesien word as dit helder genoeg is.

Vir punt- of naby-punt-voorwerpe hang die sigbaarheid daarvan af van hul geïntegreerde grootte.

Afgesien van die hoë oppervlakhelderheid, kompakte planetêre newels, kan ek aan geen ander soort DSO 'fuzzy' dink wat onherstelbaar klein is nie, maar ook sigbaar is. Neem byvoorbeeld verre sterrestelsels. 'N 1 boogminute sterrestelsel het ongeveer dieselfde grootte as Jupiter, of M57 (die Ringnevel), maar by ongeveer 13de grootte het elke teleskoop wat dit uitvee, voldoende opening om dit op te los as 'n puntagtige punt.

Dit is 'n goeie idee om hoeke te internaliseer deur voorwerpe van bekende grootte deur die okularis te beoordeel. U sal terloops agterkom dat die helderheid van die voorwerp kleiner lyk as wat dit werklik is. 'N Goeie voorbeeld:

As u na 'n taamlike donker plek kan kom en met die blote oog en 'n verkyker na die Andromeda-sterrestelsel kan kyk, sal u sien dat dit tot 2,5 grade langs sy langas uitstrek. Maar kyk na die Big Dipper se wysersterre en * probeer * jouself oortuig dat jy tussen die twee sterre wat deur vyf grade geskei is, net twee Andromeda-sterrestelsels tot die einde toe kan pas! Ek sal wed dat jy sou dink dat minstens 5 nodig sou wees, miskien selfs nader aan 10.

Nog 'n voorbeeld. Kyk na die Pleiades. Gis die grootte van die groep in vergelyking met die maan. Dink u miskien aan dieselfde grootte? Probeer 4-5 keer die maan se deursnee! Selfs wanneer die Maan terselfdertyd in die lug aanwesig is en u blik tussen hulle heen en weer kan draai, lyk daardie tros steeds so klein. Maar as die maan deur of naby hierdie sterre groep dryf, sal u regtig besef hoe groot die groep is.

# 4 kersfees

Goeie reaksies. 'N Laaste opmerking - die oplossingskrag van u teleskoop word gewoonlik as die teoretiese berekende limiet verskaf - dit wil sê die maksimum optimale teoretiese prestasie. Hierdie resolusievlak is feitlik nooit haalbaar nie, want dit is afhanklik van die sien van toestande, addisionele optika in die trein, ens.

# 5 Jon Isaacs

Hallo almal,

Ek het probeer uitvind wat presies die hoekgrootte van 'n hemelse voorwerp beteken? Stem die hoekgrootte saam met die oplossingskrag van u teleskoop in boogminute? 'N Voorbeeld is as 'n voorwerp 0,45 boogminute in hoekgrootte beoordeel en my omvang net 0.94 kan oplos, of iets beteken dit dat die voorwerp heeltemal te dof sal wees om te sien of nie eens op die okularis verskyn nie?

Enige insig hieroor word waardeer.

Om by te voeg tot wat Glenn en MalVeauX geskryf het:

Die hoekresolusie van 'n teleskoop word in boogsekondes gemeet, 1/60 van 'n boogminuut wat 1/60 van 'n graad is. Die resolusie van die oog word gemeet in boogminute, miskien hoogstens 2 boogminute.

Die resolusiekrag van 'n 4 duim-teleskoop is tussen 1 en 2 boogsekondes, afhangende van hoe u dit definieer. Sodanige resolusie is nodig vir noue dubbelsterre en fyn planeetdetail, maar andersins het die meeste teleskope voldoende resolusie om die diep lugvoorwerpe (sterrestelsels en newels) te sien as daar voldoende lig is.

# 6 brebisson

afmetings van 2D-hoeke is normaalweg in steradiane, maar aangesien die meeste mense nie die eenheid van metings verstaan ​​nie, word Mose 2D-bewegings in graad gegee, met die aanname dat die gemete voorwerp ongeveer soos 'n sirkel vir die waarnemer vertoon.

op daardie punt is die mesure die mesure van die opening van die hoek wat gevorm word deur die hoek wat die waarnemer as die 'bron' het en 2 punte aan die teenoorgestelde eindes van die deursnee van die voorwerp as rigting vir die 2 lyne wat die hoek vorm.

Draai nou die hoek om die lyn wat deur die waarnemer gaan en die middelpunt van die waargenome voorwerp, en u kry 'n keël, watter hoek, behoorlik gemeet in steradiane, die 'regte' hoekgrootte van die voorwerp is. Maar dit geld slegs vir sirkelvormige voorwerpe.

Dit kom in elk geval ooreen met al die hoekmetings wat in u omvang gegee word.

gesigsveld, ep gesigsveld, resolusiekrag.

hoe groter die hoek, hoe meer sien jy in globalité. Hoe kleiner, hoe meer besonderhede sien u.

# 7 GlennLeDrew

Die steradiaan is die meeteenheid vir hoek * oppervlakte * op die * oppervlak * van 'n bol, of die soliede hoek, 'n 3-D-konstruk. Die 2-D-hoekeenheid is die radiaal. Radiale of grade is heeltemal geldig as die enigste punt van kommer die hoek aan die hoekpunt is, wat die geval is vir die hoek van die gesigsveld van 'n instrument.

Geredigeer deur GlennLeDrew, 8 Januarie 2017 - 12:12.

# 8 PlanetNamek

Baie dankie vir die groot gedetailleerde insig, so wat ek nou kry, is dat 'n lae hoekgrootte basies meer aperatuur gaan neem om die voorwerp te sien, maar ek kan nog steeds nie verstaan ​​of die oplossingskrag van 'n teleskoop ook 'n faktor is nie ? Ek het gedink in terme van komete en asteroïdes.

# 9 Dave Mitsky

Die artikel oor hoekgrootte word op http: //www.daviddarl geplaas. r_diameter.html kan van belang wees.

Die hoek of die skynbare grootte kan van radiale na boogsekondes omgeskakel word deur met 206 265 te vermenigvuldig. Deur op 60 te deel, lewer die grootte in boogminute.

Asteroïdes * verskyn as steragtige ligpunte. Omvang - http: //www.icq.eps.h. u / MagScale.html - is die deurslaggewende faktor om dit op te spoor. Komete is baie groter in oënskynlike grootte.

* Nuwe Latyn, uit Latyn, aster, uit Grieks aster-, astēr ster, aster

# 10 Tony Flanders

Baie dankie vir die uitstekende gedetailleerde insig, so wat ek nou kry, is dat 'n lae hoekgrootte basies meer opening gaan neem om die voorwerp te sien

Nee, in die algemeen is dit nie waar. Om 'n voorwerp te kan sien hang hoofsaaklik af van die helderheid daarvan, nie van die hoekgrootte nie. Sterre het 'n hoekgrootte wat vir alle praktiese doeleindes nul is, maar tog is dit maklik deur teleskope sigbaar.

Die hoekgrootte is egter een van die belangrikste faktore wat bepaal of u detail in die voorwerp kan sien. Om detail in 'n voorwerp te sien, korreleer nie sterk met die sigbaarheid daarvan nie. Om weer na die voorbeeld van sterre terug te keer, is helder sterre beslis een van die maklikste hemelse voorwerpe om te sien. Tog is hulle so klein dat dit onmoontlik is om enige besonderhede daarin te sien - natuurlik is die son nie. Sterre verskyn as eenvoudige, kenmerkende ligpunte.

Aan die ander kant is die sterrestelsel M33 taamlik moeilik op te spoor omdat dit 'n lae helderheid op die oppervlak het (helderheid per oppervlakte-eenheid). Maar as u dit kan sien, het u 'n redelike kans om besonderhede daarin te sien, want die hoekgrootte is groot - twee keer die deursnee van die maan.

Maar ek kan nog steeds nie verstaan ​​of die oplossingskrag van 'n teleskoop ook 'n faktor is nie? Ek het gedink in terme van komete en asteroïdes.

Die oplossing van krag is nie 'n probleem vir komete sowel as vir asteroïdes nie, maar om byna teenoorgestelde redes.

Asteroïdes is klein en helder en lyk presies soos sterre. Hul hoekgrootte is te klein vir almal, behalwe vir die mooiste teleskope om op te los, en selfs dan net as die atmosferiese toestande perfek is. In normale agterplaas-teleskope is asteroïdes eenvoudige ligpunte.

Komete is presies die teenoorgestelde - hulle is flou en vaag en lyk baie soos sterrestelselkerne. Maar as u hulle enigsins kan sien, het u 'n redelike kans om besonderhede daarin te sien, want hul hoekgrootte is redelik groot.

# 11 PlanetNamek

Baie dankie vir die uitstekende gedetailleerde insig, so wat ek nou kry, is dat 'n lae hoekgrootte basies meer opening gaan neem om die voorwerp te sien

Nee, in die algemeen is dit nie waar. Om 'n voorwerp te kan sien hang hoofsaaklik af van die helderheid daarvan, nie van die hoekgrootte nie. Sterre het 'n hoekgrootte wat vir alle praktiese doeleindes nul is, maar tog is dit maklik deur teleskope sigbaar.

Die hoekgrootte is egter een van die belangrikste faktore wat bepaal of u detail in die voorwerp kan sien. Om detail in 'n voorwerp te sien, korreleer nie sterk met die sigbaarheid daarvan nie. Om weer na die voorbeeld van sterre terug te keer, is helder sterre beslis een van die maklikste hemelse voorwerpe om te sien. Tog is hulle so klein dat dit onmoontlik is om enige besonderhede daarin te sien - natuurlik is die son nie. Sterre verskyn as eenvoudige, kenmerkende ligpunte.

Aan die ander kant is die sterrestelsel M33 taamlik moeilik op te spoor omdat dit 'n lae helderheid op die oppervlak het (helderheid per oppervlakte-eenheid). Maar as u dit kan sien, het u 'n redelike kans om besonderhede daarin te sien, want die hoekgrootte is groot - twee keer die deursnee van die maan.

Maar ek kan nog steeds nie verstaan ​​of die oplossingskrag van 'n teleskoop ook 'n faktor is nie? Ek het gedink in terme van komete en asteroïdes.

Die oplossing van krag is nie 'n probleem vir komete sowel as vir asteroïdes nie, maar om byna teenoorgestelde redes.

Asteroïdes is klein en helder en lyk presies soos sterre. Hul hoekgrootte is te klein vir almal, behalwe vir die mooiste teleskope om op te los, en selfs dan net as die atmosferiese toestande perfek is. In normale agterplaas-teleskope is asteroïdes eenvoudige ligpunte.

Komete is presies die teenoorgestelde - hulle is flou en vaag en lyk baie soos sterrestelselkerne. Maar as u dit enigsins kan sien, het u 'n redelike kans om besonderhede daarin te sien, want hul hoekgrootte is redelik groot.

Dankie Tony, dit is nou heeltemal sinvol. Hoekgrootte is hoeveel detail u op die voorwerp kan sien wat eweredig is aan die grootte wat ek ook sou aanneem. Baie dankie dat u dit opgeklaar het!

# 12 GlennLeDrew

Hoekgrootte is nie noodwendig eweredig aan helderheid nie. Venus en 'n soortgelyke grootte sterrestelsel (ongeveer 1 boogminuut, of 1/60 graad) is onderskeidelik -4 en ongeveer 13de. Daardie verskil van 17 groottes is 'n helderheidsverhouding van 2,512 ^ 17 = 6,3 miljoen! Dit benodig 6,3 miljoen sulke sterrestelsels om Venus se helderheid te ewenaar.

Dit is beslis 'n uiterste voorbeeld, maar dit illustreer die punt op skouspelagtige wyse.

In minder dramatiese terme kan newels en sekere sterrestelsels 'n redelike hoë * totale * helderheid hê, maar prakties onsigbaar wees omdat die lig oor 'n taamlike groot gebied versprei is. Neem die Kaliforniese newel. Dit is ongeveer 1 X 3 grade groot (of 2 by 6 volle mane) en het 'n geïntegreerde helderheid van ongeveer 6. Dit kan lei tot 'n mens om te dink dat dit met die blote oog onder 'n donker lug gesien kan word as sy blote oog beperk word. sou 6,5 of 7m wees.

Maar omdat die newel se lig oor so 'n groot gebied versprei, is dit eintlik ongeveer 15 tot 20 keer flouer as die donkerste lug. Dit beteken dat die newel, met die voorgrondlig van die lug wat dit toevoeg, op sy beste net 'n paar persent helderder lyk as 'n donkerste lug daar rondom.By so 'n lae kontras word dit skaars deur 'n teleskoop gesien, en vir die meeste waarnemers is 'n newelfilter nodig om dit te kan sien. Alhoewel dit in terme van sy totale helderheid 'n andersins skynbare indrukwekkende 6de grootte is.

Maar beskou dan 'n baie flouer planetêre newel van die negende of tiende grootte van klein 30 boogsekondes. Dit is * baie * makliker om in 'n klein omvang te sien as die enorme Kalifornië. Die klein planetêre newel se lig, alhoewel baie dowwer * in totaal *, is baie meer gekonsentreerd in 'n klein area. En dus het dit 'n baie hoër helderheid op die oppervlak, wat dit prominent uitsteek selfs onder ligte besoedeling.

Vir uitgebreide voorwerpe soos newels en sterrestelsels, is die grootte en totale (geïntegreerde) helderheid moontlik om die helderheid van die oppervlak af te lei, wat 'n belangrike sigbaarheidsdeterminant is. En vanweë die baie wye oppervlaktehelderheid wat gevind kan word (tussen 15 groottes per boogsekonde tot op die opsporing van 25 MPSAS of so - 'n helderheidsverhouding van 2.512 ^ 10 = 10.000), is daar slegs 'n geskatte korrespondensie tussen hoekgrootte en totale helderheid, met baie variansie.


Ligte versameling en oplossing

Die belangrikste van al die kragte van 'n optiese teleskoop is die ligversamelingskrag. Hierdie kapasiteit is streng 'n funksie van die deursnee van die duidelike doel - dit wil sê die opening - van die teleskoop. Vergelykings van diafragma's van verskillende groottes vir hul ligversamelingskrag word bereken deur die verhouding van hul deursnee in kwadraat, byvoorbeeld sal 'n 25 cm (10 duim) doel vier keer die lig van 'n 12,5 cm (5 duim) versamel objektief ([25 × 25] ÷ [12.5 × 12.5] = 4). Die voordeel van die versameling van meer lig met 'n groter diafragma-teleskoop is dat 'n mens sterker sterre, newels en sterre sterre in die verte kan waarneem.

Die oplossing van krag is nog 'n belangrike kenmerk van 'n teleskoop. Dit is die vermoë van die instrument om duidelik te onderskei tussen twee punte waarvan die hoekskeiding minder is as die kleinste hoek wat die oog van die waarnemer kan oplos. Die resolusiekrag van 'n teleskoop kan bereken word deur die volgende formule: resolusiekrag = 11,25 sekondes boog /d, waar d is die deursnee van die doelwit uitgedruk in sentimeter. Dus, 'n 25 cm-deursnee-objektief het 'n teoretiese resolusie van 0,45 sekondes boog en 'n 250 cm (100 duim) teleskoop het een van 0,045 sekondes boog. 'N Belangrike toepassing van die oplossingskrag is die waarneming van visuele binêre sterre. Daar word een ster gereeld gesien waar dit om 'n tweede ster draai. Baie sterrewagte doen uitgebreide visuele binêre waarnemingsprogramme en publiseer katalogusse van hul waarnemingsresultate. Een van die belangrikste bydraers op hierdie gebied is die United States Naval Observatory in Washington, D.C.

Die meeste vuurvaste vuurwapens wat tans by sterrewagte gebruik word, het ekwatoriale monteerders. Die montering beskryf die oriëntasie van die fisiese laers en struktuur wat dit moontlik maak om 'n teleskoop op 'n hemelse voorwerp te wys om te sien. In die ekwatoriale montering word die polêre as van die teleskoop parallel met die Aarde se as gekonstrueer. Die pool-as ondersteun die deklinasie-as van die instrument. Deklinasie word gemeet aan die hemelhemel noord of suid vanaf die hemelse ewenaar. Die deklinasie-as maak dit moontlik dat die teleskoop op verskillende deklinasiehoeke gerig kan word, terwyl die instrument om die polêre as gedraai word ten opsigte van die regteras. Regter hemelvaart word gemeet langs die hemelse ewenaar vanaf die lente-ewening (d.w.s. die posisie op die hemelse sfeer waar die son die hemelse ewenaar op die eerste lentedag kruis). Deklinasie en regtervaart is die twee koördinate wat 'n hemelse voorwerp op die hemelsfeer definieer. Deklinasie is analoog aan breedtegraad, en regs hemelvaart is analoog aan lengtegraad. Gegradueerde draaiknoppies word op die as aangebring om die waarnemer in staat te stel om die teleskoop presies te wys. Om 'n voorwerp op te spoor, word die polêre as van die teleskoop soepel aangedryf deur 'n elektriese motor teen 'n syfersnelheid - naamlik teen 'n snelheid gelyk aan die rotasietempo van die aarde ten opsigte van die sterre. Dus kan 'n mens telkens met 'n teleskoop opspoor of waarneem as die syfersnelheid van die motor baie akkuraat is. Motoraangedrewe stelsels met 'n hoë akkuraatheid is maklik beskikbaar met die vinnige ontwikkeling van kwartshorlosietegnologie. Die meeste groot sterrewagte vertrou nou op kwarts- of atoomhorlosies om akkurate tydstip vir waarnemings te gee, sowel as om teleskope teen 'n buitengewone tempo aan te dryf.

'N Opvallende voorbeeld van 'n breekteleskoop is die 66 cm (26 duim) vuurvanger van die Amerikaanse vlootwaarneming. Hierdie instrument is deur die sterrekundige Asaph Hall gebruik om die twee mane van Mars, Phobos en Deimos, in 1877 te ontdek. Die teleskoop word vandag hoofsaaklik gebruik vir die waarneming van binêre sterre. Die refraktor van 91 cm (36 duim) by Lick Observatory op Mount Hamilton, Kalifornië, VS, is die grootste brekingsisteem wat tans in werking is. (Die instrument van 1 meter [40 duim] by Yerkes-sterrewag in Williamsbaai, Wisconsin, VSA, is sedert 2018 onaktief [sien tafel].)

Enkele belangrike optiese teleskope op die grond
naam opening (meter) tipe sterrewag ligging datum waarnemings begin
Gran Telescopio Canarias 10.4 weerkaatser Roque de los Muchachos-sterrewag La Palma, Kanariese Eilande, Spanje 2007
Keck I, Keck II 10, 10 weerkaatser Keck-sterrewag Mauna Kea, Hawaii 1993, 1996
Suider-Afrikaanse Groot Teleskoop 11.1 × 9.8 weerkaatser Sutherland, Suid-Afrika 2005
Stokperdjie-Eberly-teleskoop 11.1 × 9.8 weerkaatser McDonald Observatory Fort Davis, Texas 1999
Groot verkyker-teleskoop 2 spieëls, elk 8.4 weerkaatser Mount Graham, Arizona 2008
Subaru 8.3 weerkaatser Mauna Kea, Hawaii 1999
Antu, Kueyen, Melipal, Yepun 8.2, 8.2, 8.2, 8.2 weerkaatser Baie groot teleskoop Cerro Paranal, Chili 1998, 1999, 2000, 2000
Frederick C. Gillett Tweeling-Noord-teleskoop 8.1 weerkaatser Internasionale Tweeling-sterrewag Mauna Kea, Hawaii 2000
Tweeling Suid-teleskoop 8.1 weerkaatser Internasionale Tweeling-sterrewag Cerro Pachon, Chili 2000
MMT 6.5 weerkaatser MMT-sterrewag Mount Hopkins, Arizona 2000
Walter Baade, Landon Clay 6.5, 6.5 weerkaatser Magellaan Teleskope Cerro Las Campanas, Chili 2000, 2002
Bolshoi Teleskop 6 weerkaatser Spesiale Astrofisiese Sterrewag Zelenchukskaya, Rusland 1976
Hale-teleskoop 5 weerkaatser Palomar-sterrewag Mount Palomar, Kalifornië 1948
William Herschel-teleskoop 4.2 weerkaatser Roque de los Muchachos-sterrewag La Palma, Kanariese Eilande, Spanje 1987
Victor M. Blanco-teleskoop 4 weerkaatser Cerro Tololo Inter-Amerikaanse sterrewag Cerro Tololo, Chili 1974
Anglo-Australiese teleskoop 3.9 weerkaatser Siding Spring Observatory Siding Spring Mountain, Nieu-Suid-Wallis, Austl. 1974
Nicholas U. Mayall-teleskoop 3.8 weerkaatser Kitt Peak Nasionale Sterrewag Kitt Peak, Arizona 1970
Kanada-Frankryk-Hawaii-teleskoop 3.6 weerkaatser Mauna Kea, Hawaii 1979
3.6 weerkaatser La Silla-sterrewag La Silla, Chili 1977
Hooker Telescope 2.5 weerkaatser Mount Wilson Observatory Mount Wilson, Kalifornië 1918
Samuel Oschin-teleskoop 1.2 weerkaatser Palomar-sterrewag Mount Palomar, Kalifornië 1948
1 vuurvaste Yerkes-sterrewag Williamsbaai, Wisconsin 1897
Lek Refractor 0.9 vuurvaste Lek Sterrewag Mount Hamilton, Kalifornië 1888

'N Ander soort brekingteleskoop is die astrograaf, wat gewoonlik 'n objektiewe deursnee van ongeveer 20 cm (8 duim) het. Die astrograaf het 'n fotografiese plaathouer wat in die fokusvlak van die doelwit aangebring is, sodat foto's van die hemelse sfeer geneem kan word. Die foto's word gewoonlik op glasplate geneem. Die belangrikste toepassing van die astrograaf is om die posisies van 'n groot aantal dowwe sterre te bepaal. Hierdie posisies word dan gepubliseer in katalogusse soos die AGK3 en dien as verwysingspunte vir diepruimtelike fotografie.