Optický dalekohled

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 11. ledna 2022; kontroly vyžadují 5 úprav .

Optický dalekohled je dalekohled , který shromažďuje a zaměřuje elektromagnetické záření v optickém rozsahu. Jeho hlavním úkolem je zvýšit jas a zdánlivou úhlovou velikost [1] objektu, to znamená zvýšit množství světla vycházejícího z nebeského tělesa ( optická penetrace ) a umožnit studium jemných detailů pozorovaného objektu. objekt ( rozlišení ). Zvětšený obraz studovaného objektu je pozorován okem nebo fotografován . Hlavní parametry, které určují vlastnosti dalekohledu (optické rozlišení a optická penetrace) jsou průměr ( clona ) a ohnisková vzdálenost objektivu, dále ohnisková vzdálenost a zorné pole okuláru.

Konstrukce

Optický dalekohled je tubus, který má čočku a okulár a je namontován na držáku vybaveném mechanismy pro namíření na objekt pozorování a jeho sledování. Zadní ohnisková rovina objektivu je zarovnána s přední ohniskovou rovinou okuláru [2] . Místo okuláru lze do ohniskové roviny čočky umístit fotografický film nebo matricový detektor záření .

Podle optického schématu se dělí na:

Čočka ( refraktory nebo dioptrie) - jako čočka se používá čočka nebo čočkový systém.
Zrcadlo ( reflektory nebo katoptrické) - jako čočka se používá konkávní zrcadlo .
Dalekohledy se zrcadlovou čočkou (katadioptrické) - jako objektiv se používá sférické zrcadlo a ke kompenzaci aberací slouží čočka , čočkový systém nebo meniskus .

Charakteristika

Rozlišovací schopnost dalekohledu závisí na průměru objektivu. Limit rozlišení vyvolává fenomén difrakce - ohýbání světelných vln kolem okrajů čočky, v důsledku čehož se místo obrazu bodu získají prstence. Pro viditelný rozsah je určen vzorcem

r={\frac {140}{D}}

kde je úhlové rozlišení v úhlových sekundách a průměr objektivu v milimetrech. Tento vzorec je odvozen z Rayleighovy definice limitu rozlišení dvou hvězd . Pokud jsou použity jiné definice limitů rozlišení, může být číselný faktor až 114 Dawes' Limit. $r$ $D$

V praxi je úhlové rozlišení dalekohledů omezeno atmosférickým jitterem [3] na přibližně 1 obloukovou sekundu, bez ohledu na aperturu dalekohledu.

Úhlové zvětšení neboli zvětšení dalekohledu je určeno poměrem

\Gamma ={\frac {F}{f))

kde a jsou ohniskové vzdálenosti objektivu a okuláru. V případě použití přídavných optických jednotek mezi objektivem a okulárem (otočné systémy, Barlowovy čočky , kompresory atd.) je nutné zvětšení násobit násobkem použitých jednotek. $F$ $F$

Skutečné zorné pole dalekohledu ( TFOV ) - skutečná úhlová velikost oblasti viditelné okulárem dalekohledu - je určena použitým okulárem: $\omega$

\omega ={\frac {\Omega }{\Gamma ))

kde je úhlové zorné pole okuláru (Apparent Field Of View - AFOV), a je zvětšení dalekohledu (které závisí na ohniskové vzdálenosti okuláru - viz výše). $\Omega$ $\Gamma$

Relativní apertura čočky dalekohledu (apertura čočky) je poměr jejího průměru (apertury) k ohniskové vzdálenosti $A$ $D$ $F$

A={\frac {D}{F}}={\frac {1}{\forall }}={\forall }^{{-1}}

Relativní ohnisková vzdálenost objektivu dalekohledu nebo F-číslo, F#, ${\pro všechny }$

{\forall }={\frac {F}{D}}={\frac {1}{A}}={A}^{{-1}}

$A$ a jsou důležitými vlastnostmi objektivu dalekohledu. Ty jsou si navzájem opakem. Čím větší je relativní clona, tím menší je relativní ohnisková vzdálenost a tím větší je osvětlení v ohniskové rovině objektivu dalekohledu, což je výhodné pro fotografování (umožňuje snížit rychlost závěrky při zachování expozice). Ale zároveň se na rámu fotodetektoru získá menší měřítko obrazu. ${\pro všechny }$

Penetrační síla (optická síla) - velikost nejslabších hvězd viditelných dalekohledem při pozorování v zenitu . $m$

Měřítko obrazu na přijímači:

u={\frac {3440}{F}}

kde je měřítko v úhlových minutách na milimetr ('/mm) a je ohnisková vzdálenost čočky v milimetrech. Pokud jsou známy lineární rozměry CCD matice, její rozlišení a velikost jejích pixelů, pak je odtud možné vypočítat rozlišení digitálního obrazu v úhlových minutách na pixel. $u$ $F$

Klasická optická schémata

Galileovo schéma

Galileův dalekohled měl jednu sbíhavou čočku jako objektiv a rozbíhavá čočka sloužila jako okulár. Takové optické schéma poskytuje nepřevrácený (pozemský) obraz. Hlavními nevýhodami Galileova dalekohledu jsou velmi malé zorné pole a silná chromatická aberace . Takový systém se stále používá v divadelních dalekohledech a někdy v podomácku vyrobených amatérských dalekohledech. [čtyři]

Keplerovo schéma

Johannes Kepler vylepšil dalekohled v roce 1611 tím, že nahradil divergenční čočku v okuláru sbíhavou. To umožnilo zvětšit zorné pole a reliéf očí , ale systém Kepler poskytuje převrácený obraz. Výhodou Keplerovy trubice je také fakt, že má reálný meziobraz, v jehož rovině lze umístit měřící stupnici. Ve skutečnosti jsou všechny následující refrakční dalekohledy Keplerovy trubice. Mezi nevýhody systému patří silná chromatická aberace , která byla před vytvořením achromatické čočky eliminována zmenšením relativní apertury dalekohledu.

Newtonovo schéma

Isaac Newton navrhl takové schéma dalekohledů v roce 1667 . Zde ploché diagonální zrcadlo umístěné v blízkosti ohniska vychyluje paprsek světla mimo tubus, kde je obraz pozorován okulárem nebo fotografován. Hlavní zrcadlo je parabolické, ale pokud relativní clona není příliš velká, může být i kulové .

Gregoryho schéma

Tento design navrhl v roce 1663 James Gregory v Optica Promota . Hlavní zrcadlo v takovém dalekohledu je konkávní parabolické. Odráží světlo na menší sekundární zrcadlo (konkávní eliptické). Z něj je světlo směrováno zpět – do otvoru ve středu hlavního zrcátka, za kterým je okulár. Vzdálenost mezi zrcadly je větší než ohnisková vzdálenost hlavního zrcadla, takže obraz je vzpřímený (na rozdíl od převráceného v Newtonově dalekohledu). Sekundární zrcadlo poskytuje poměrně velké zvětšení díky prodloužení ohniskové vzdálenosti [5] .

Cassegrainovo schéma

Schéma navrhl Laurent Cassegrain v roce 1672 . Jedná se o variantu dvouzrcadlového objektivu dalekohledu. Hlavní zrcadlo je konkávní (v původní verzi parabolické). Vrhá paprsky na menší sekundární konvexní zrcadlo (obvykle hyperbolické). Podle Maksutovovy klasifikace patří toto schéma k takzvanému předohniskovému prodlužování - to znamená, že sekundární zrcadlo je umístěno mezi hlavním zrcadlem a jeho ohniskem a celková ohnisková vzdálenost objektivu je větší než u hlavního zrcadla. jeden. Čočka se stejným průměrem a ohniskovou vzdáleností má téměř poloviční délku tubusu a o něco menší stínění než u Gregoryho. Systém je neaplanatický, to znamená, že není prostý koma aberace . Má mnoho zrcadlových modifikací, včetně aplanatického Ritchie-Chrétiena, se sférickým povrchem sekundárního (Doll-Kirkham) nebo primárního zrcadla a zrcadlové čočky.

Samostatně stojí za vyzdvihnutí Cassegrainův systém upravený sovětským optikem D. D. Maksutovem - Maksutov-Cassegrainův systém , který se stal jedním z nejběžnějších systémů v astronomii, zejména v amatérské astronomii. [6] [7] [8]

Schéma Ritchie-Chrétien

Systém Ritchie-Chrétien je vylepšený systém Cassegrain. Hlavní zrcadlo zde není parabolické, ale hyperbolické. Zorné pole tohoto systému je asi 4° [5] .

Radiační přijímače

CCD matice

CCD matrice (CCD, "Charge Coupled Device") se skládá ze světlocitlivých fotodiod , je vyrobena na bázi křemíku , využívá technologii CCD - nábojově spřažená zařízení. Po dlouhou dobu byly CCD matrice jediným masovým typem fotosenzorů. Rozvoj technologie vedl k tomu, že do roku 2008 se matice CMOS staly alternativou k CCD.

Snímače CMOS

Matice CMOS (CMOS, "Complementary Metal Oxide Semiconductor") je založena na technologii CMOS . Každý pixel je vybaven čtecím zesilovačem a signál z konkrétního pixelu je vzorkován náhodně, jako u paměťových čipů.

Systémy adaptivní optiky

Adaptivní optika je určena ke korekci atmosférických zkreslení obrazu v reálném čase [9] . Vývoj systémů adaptivní optiky začal v 70. letech 20. století. Od roku 2000 se systémy adaptivní optiky používají téměř na všech velkých dalekohledech a umožňují přivést úhlové rozlišení dalekohledu na jeho fyzikální limit, určený difrakcí. [9] Použití adaptivní optiky na dalekohledu Subaru umožnilo zvýšit úhlové rozlišení o faktor 10 [10] .

Laserový naváděcí hvězdný systém. Laserový paprsek je nasměrován na oblohu, aby vytvořil umělou hvězdu v jakékoli části oblohy v sodíkové vrstvě zemské atmosféry ve výšce asi 90 kilometrů. Světlo z takové umělé hvězdy se používá k deformaci speciálního zrcadla, které eliminuje blikání a zlepšuje kvalitu obrazu.

Mechanika

Páčidlo

Montáž je otočná podpěra, která umožňuje namířit dalekohled na požadovaný objekt a při dlouhodobém pozorování nebo fotografování kompenzovat denní rotaci Země . Skládá se ze dvou na sebe kolmých os pro zaměřování dalekohledu na objekt pozorování, může obsahovat pohony a systémy pro měření úhlů natočení. Držák se instaluje na jakoukoli základnu: sloup, stativ nebo základ. Hlavním úkolem montáže je zajistit výjezd tubusu dalekohledu na určené místo a plynulé sledování objektu pozorování.

Hlavní faktory ovlivňující kvalitu řešení problému jsou následující [11] :

Složitost zákona změny lomu atmosféry
Diferenciální refrakce
Technologická přesnost výroby pohonů
Přesnost ložisek
Deformace montáže

Rovníková hora a její variace

Rovníková hora je hora, jejíž jedna z os rotace směřuje k nebeskému pólu. V souladu s tím je rovina k ní kolmá rovnoběžná s rovinou rovníku. Jedná se o klasickou teleskopickou montáž.

německý mount

Jeden z konců polární osy nese tělo deklinační osy. Tento držák není symetrický, a proto vyžaduje protizávaží.

Anglická montáž

Polární osa má pod oběma konci podpěry a uprostřed je ložisko deklinační osy . Anglická pasparta je asymetrická a symetrická.

Americký mount

Jeden konec polární osy končí vidlicí, která nese osu deklinace.

Výhody a nevýhody

Hlavní výhodou montáže je snadné sledování hvězd. Spolu s tím vzniká řada obtíží, které se stávají významnými s nárůstem hmotnosti dalekohledu [11] :

Deformace montáže je různá v závislosti na poloze dalekohledu.
Při změně polohy dalekohledu se mění i zatížení ložisek.
Obtížná synchronizace s kopulí držáku

Alt-azimut montáž

Alt-azimuth mount - montáž, která má vertikální a horizontální osu rotace, umožňuje otáčet dalekohled na výšku ( "alt" z anglického nadmořská výška ) a azimut a nasměrovat jej do požadovaného bodu v nebeské sféře .

Největší optické dalekohledy

Refrakční dalekohledy

Observatoř	Umístění	Průměr, cm / palec	Rok výstavby/ demontáže	Poznámky
Dalekohled světové výstavy v Paříži v roce 1900	Paříž	125/49,21"	1900/1900	Největší refraktor na světě, jaký byl kdy postaven. Světlo z hvězd bylo směrováno do čočky pevného dalekohledu pomocí siderostatu .
Observatoř Yerk	Williams Bay, Wisconsin	102/40"	1897	Největší refraktor na světě 1897-1900 Teleskop světové výstavy v Paříži v roce 1900 se po demontáži opět stal největším refraktorem v provozu. Clarkův refraktor .
Observatoř Lika	Mount Hamilton, Kalifornie	91/36"	1888
Pařížská observatoř	Meudon , Francie	83/33"	1893	Duální, zraková čočka 83 cm, fotografická - 62 cm.
Postupimský astrofyzikální institut	Postupim , Německo	81/32"	1899	Dvojité, vizuální 50 cm, fotografické 80 cm.
Observatoř v Nice	Francie	76/30"	1880
Observatoř Pulkovo	Petrohrad	76/30"	1885
Observatoř Allegheny	Pittsburgh , Pensylvánie	76/30"	1917	Thaw Refractor Archivováno 25. prosince 2013 na Wayback Machine
Greenwichská observatoř	Greenwich , Spojené království	71/28"	1893
Greenwichská observatoř	Greenwich , Spojené království	71/28"	1897	Dvojitý, vizuální 71 cm, fotografický 66
Observatoř Archenhold	Berlín , Německo	70/27"	1896	Nejdelší moderní refraktor

Sluneční dalekohledy

Observatoř	Umístění	Průměr, m	Rok výstavby
Kitt Peak	Tucson, Arizona	1,60	1962
Vrch Sacramento	Sluneční skvrna, Nové Mexiko	1,50	1969
Krymská astrofyzikální observatoř	Krym	1,00	1975
Švédský sluneční dalekohled	Palma , Kanárské ostrovy	1,00	2002
Kitt Peak , 2 kusy ve společném těle o délce 1,6 metru	Tucson, Arizona	0,9	1962
Teide	Tenerife , Kanárské ostrovy	0,9	2001
Solární observatoř Sayan , Rusko	Mondy , Burjatsko	0,8	1975
Kitt Peak	Tucson, Arizona	0,7	1973
Institut pro sluneční fyziku , Německo	Tenerife , Kanárské ostrovy	0,7	1988
Mitaka	Tokio , Japonsko	0,66	1920

Schmidtovy komory

Observatoř	Umístění	Průměr korekční desky - zrcadlo, m	Rok výstavby
Observatoř Karla Schwarzschilda	Tautenburg , Německo	1,3-2,0	1960
Observatoř Palomar	Mount Palomar, Kalifornie	1,2-1,8	1948
Observatoř Siding Spring	Coonabarabran , Austrálie	1,2-1,8	1973
Tokijská astronomická observatoř	Tokio , Japonsko	1,1-1,5	1975
Evropská jižní observatoř	La Silla, Chile	1,1-1,5	1971

Odrazové dalekohledy

název	Umístění	Průměr zrcadla, m	Rok výstavby
Obří jihoafrický dalekohled , SALT	Sutherland , Jižní Afrika	jedenáct	2005
Velký kanárský dalekohled	Palma , Kanárské ostrovy	10.4	2002
Keckovy dalekohledy	Mauna Kea , Havaj	9,82×2	1993, 1996
Hobby-Eberleho dalekohled , HET	Jeff Davis , Texas	9.2	1997
Velký binokulární dalekohled , LBT	Mount Graham , Arizona	8,4×2	2004
Velmi velký dalekohled , ESO VLT	Cerro Paranal , Chile	8,2×4	1998, 2001
Teleskop Subaru	Mauna Kea , Havaj	8.2	1999
Teleskop North Gemini , GNT	Mauna Kea , Havaj	8.1	2000
South Gemini Telescope , GST	Cerro Pachon , Chile	8.1	2001
Multimirror Telescope , MMT	Mount Hopkins , Arizona	6.5	2000
Magellanovy dalekohledy	Las Campanas , Chile	6,5×2	2002
Velký azimutový dalekohled , BTA	Mount Pastukhova , Rusko	6.0	1975
Velký zenitový dalekohled , LZT	Maple Ridge , Kanada	6.0	2001
Haleův dalekohled , MMT	Mount Palomar, Kalifornie	5.08	1948

Extrémně velké dalekohledy

(Extrémně velký dalekohled)

název	Průměr (m)	Plocha (m²)	hlavní zrcadlo	Výška m	Datum prvního světla
Evropský extrémně velký dalekohled (E-ELT)	39	1116 m²	798 × 1,45 m šestihranné segmenty	3060	2025
Třicetimetrový dalekohled (TMT)	třicet	655 m²	492 × 1,45 m šestihranné segmenty	4050	2027
Obří Magellanův dalekohled (GMT)	24.5	368 m²	7 × 8,4 m	2516	2029

Poznámky

↑ Optika Landsberg G.S. - 6. vyd. - M .: Fizmatlit, 2003. - S. 303 . — 848 s. — ISBN 5-9221-0314-8 .
↑ Panov V.A. Příručka konstruktéra opticko-mechanických zařízení. - 1. vyd. - L .: Mashinostroenie, 1991. - S. 81.
↑ ASTROLAB.ru. Dalekohledy (nedostupný odkaz) . Získáno 22. prosince 2015. Archivováno z originálu dne 23. prosince 2015. (neurčitý)
↑ Galileo Telescope Archived 23. února 2013 na Wayback Machine , Astronet.
↑ 1 2 Encyklopedický slovník mladého astronoma / Komp. N. P. Erpylev. - 2. vyd. - M . : Pedagogika, 1986. - S. 234 -235. — 336 s.
↑ Navashin, 1979 .
↑ Seacoruk .
↑ Maksutov, 1979 .
↑ 1 2 Encyklopedie ve světě . Datum přístupu: 25. prosince 2015. Archivováno z originálu 26. prosince 2015. (neurčitý)
↑ Vylepšený systém adaptivní optiky dalekohledu Subaru Archivováno 25. prosince 2015.
↑ 1 2 Montáž dalekohledu . Získáno 29. května 2013. Archivováno z originálu dne 20. října 2020. (neurčitý)

Literatura

Navashin M. S. Dalekohled amatérského astronoma. — M .: Nauka, 1979.
Sikoruk LL dalekohledy pro amatérskou astronomii.
Maksutov D. D. Astronomická optika. — M. — L .: Nauka, 1979.

Odkazy

Wikimedia Commons má média související s optickým dalekohledem
Optické dalekohledy Archivovány 5. července 2013 na Wayback Machine
Belonuchkin V., Kozel S. Optický dalekohled // Kvant. - M. , 1972. - č. 4 . - S. 10-18 .

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)

Dalekohled
Typ	gama dalekohled rentgenový dalekohled Optický dalekohled ( Reflektor refraktor ) koronograf sluneční dalekohled infračervený dalekohled Radioteleskop ( radiový interferometr )
namontovat	Alt-azimut ( dobsonský ) rovníkový
jiný	astronomická družice vesmírný dalekohled aktivní optika Astrograf