Optiskt teleskop

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 11 januari 2022; kontroller kräver 5 redigeringar .

Ett optiskt teleskop är ett teleskop som samlar in och fokuserar elektromagnetisk strålning i det optiska området. Dess huvudsakliga uppgifter är att öka ljusstyrkan och den skenbara vinkelstorleken [1] hos ett objekt, det vill säga att öka mängden ljus som kommer från en himlakropp ( optisk penetration ) och att göra det möjligt att studera de fina detaljerna i de observerade objekt ( upplösning ). En förstorad bild av föremålet som studeras observeras av ögat eller fotograferas . Huvudparametrarna som bestämmer teleskopets egenskaper (optisk upplösning och optisk penetration) är objektivets diameter ( öppning ) och brännvidd , samt okularets brännvidd och synfält .

Konstruktion

Ett optiskt teleskop är ett rör som har en lins och ett okular och är monterat på ett fäste försett med mekanismer för att peka på observationsobjektet och spåra det. Linsens bakre fokalplan är i linje med okularets främre fokalplan [2] . I stället för ett okular kan en fotografisk film eller en matrisstrålningsdetektor placeras i linsens fokalplan .

Enligt deras optiska schema är de indelade i:

Lins ( refraktorer eller dioptrier) - en lins eller linssystem används som en lins.
Spegel ( reflektorer eller katoptriska) - en konkav spegel används som lins .
Spegel-lins teleskop (katadioptriska) - en sfärisk spegel används som ett objektiv , och en lins , linssystem eller menisk tjänar till att kompensera för aberrationer .

Egenskaper

Ett teleskops upplösningsförmåga beror på objektivets diameter. Upplösningsgränsen ålägger fenomenet diffraktion - böjningen av ljusvågor runt linsens kanter, vilket resulterar i att ringar erhålls istället för bilden av en punkt. För det synliga området bestäms det av formeln

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

där är vinkelupplösningen i bågsekunder och är objektivets diameter i millimeter. Denna formel härrör från Rayleighs definition av tvåstjärniga upplösningsgräns . Om andra definitioner av upplösningsgräns används kan den numeriska faktorn vara så låg som 114 Dawes' Limit. $r$ $D$

I praktiken begränsas vinkelupplösningen hos teleskop av atmosfäriskt jitter [3] till ungefär 1 bågsekund, oavsett teleskopets öppning.

Teleskopets vinkelförstoring eller förstoring bestäms av förhållandet

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

var och är brännvidderna för objektivet respektive okularet. Vid användning av ytterligare optiska enheter mellan objektivet och okularet (svarvsystem, Barlow-linser , kompressorer, etc.), måste förstoringen multipliceras med mångfalden av de enheter som används. $F$ $f$

Teleskopets True Field Of View ( TFOV ) - den verkliga vinkelstorleken på området som är synligt genom teleskopets okular - bestäms av okularet som används: $\omega$

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

var är okularets synfältsvinkel (Apparent Field Of View - AFOV), och är teleskopets förstoring (vilket beror på okularets brännvidd - se ovan). $\Omega$ $\Gamma$

Den relativa bländaren för en teleskoplins (linsbländare) är förhållandet mellan dess diameter (bländaröppning) och brännvidden $A$ $D$ $F$

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

Relativ brännvidd för teleskoplinsen eller F-nummer, F#, ${\för alla }$

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

$A$ och är viktiga egenskaper hos teleskopobjektivet. Dessa är varandras motsats. Ju större relativ bländare, desto mindre är den relativa brännvidden och desto större belysning i teleskoplinsens brännvidd, vilket är fördelaktigt för fotografering (låter dig minska slutartiden samtidigt som exponeringen bibehålls). Men samtidigt erhålls en mindre bildskala på fotodetektorramen. ${\för alla }$

Penetrerande kraft (optisk kraft) - storleken på de svagaste stjärnorna som är synliga med ett teleskop när de observeras i zenit . $m$

Bildskala på mottagaren:

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

där är skalan i bågminuter per millimeter ('/mm) och är linsens brännvidd i millimeter. Om de linjära dimensionerna för CCD-matrisen, dess upplösning och storleken på dess pixlar är kända, är det härifrån möjligt att beräkna upplösningen för en digital bild i bågminuter per pixel. $u$ $F$

Klassiska optiska scheman

Galileos schema

Galileos teleskop hade en konvergerande lins som objektiv, och en divergerande lins fungerade som okular. Ett sådant optiskt schema ger en oinverterad (markbunden) bild. De största nackdelarna med det galileiska teleskopet är det mycket lilla synfältet och den starka kromatiska aberrationen . Ett sådant system används fortfarande i teaterkikare och ibland i hemgjorda amatörteleskop. [fyra]

Keplers diagram

Johannes Kepler förbättrade teleskopet 1611 genom att ersätta den divergerande linsen i okularet med en konvergerande. Detta gjorde det möjligt att öka synfältet och ögonavlastningen , men Kepler-systemet ger en inverterad bild. Fördelen med Kepler-röret är också att det har en riktig mellanbild, i vars plan mätskalan kan placeras. Faktum är att alla efterföljande brytande teleskop är Kepler-rör. Nackdelarna med systemet inkluderar stark kromatisk aberration , som, innan skapandet av en akromatisk lins , eliminerades genom att minska teleskopets relativa bländare .

Newtons schema

Isaac Newton föreslog ett sådant system av teleskop 1667 . Här avleder en platt diagonal spegel placerad nära fokus ljusstrålen utanför röret, där bilden ses genom okularet eller fotograferas. Huvudspegeln är parabolisk, men om den relativa bländaren inte är för stor kan den också vara sfärisk .

Gregorys schema

Denna design föreslogs 1663 av James Gregory i Optica Promota . Huvudspegeln i ett sådant teleskop är en konkav parabolisk. Den reflekterar ljus på en mindre sekundär spegel (konkav elliptisk). Från den riktas ljuset tillbaka - in i hålet i mitten av huvudspegeln, bakom vilket är okularet. Avståndet mellan speglarna är större än huvudspegelns brännvidd, så bilden är upprätt (i motsats till inverterad i ett Newtonskt teleskop). Den sekundära spegeln ger en relativt hög förstoring på grund av förlängningen av brännvidden [5] .

Cassegrain-schema

Systemet föreslogs av Laurent Cassegrain 1672 . Detta är en variant av ett teleskopobjektiv med två spegel. Huvudspegeln är konkav (parabolisk i originalversionen). Den kastar strålar på en mindre sekundär konvex spegel (vanligtvis hyperbolisk). Enligt Maksutovs klassificering tillhör schemat den så kallade pre-fokala förlängningen - det vill säga sekundärspegeln är placerad mellan huvudspegeln och dess fokus och linsens totala brännvidd är större än huvudspegeln. ett. Linsen, med samma diameter och brännvidd, har nästan halva rörlängden och något mindre avskärmning än Gregorys. Systemet är icke-aplanatiskt, det vill säga inte fritt från komaaberration . Den har många spegelmodifieringar, inklusive den aplanatiska Ritchie-Chrétien, med en sfärisk yta av den sekundära (Doll-Kirkham) eller primära spegeln, och spegel-linsen.

Separat är det värt att lyfta fram Cassegrain-systemet, modifierat av den sovjetiska optikern D. D. Maksutov - Maksutov-Cassegrain-systemet , som har blivit ett av de vanligaste systemen inom astronomi, särskilt inom amatörastronomi. [6] [7] [8]

Ritchie-Chrétien-schema

Ritchie-Chrétien- systemet är ett förbättrat Cassegrain-system. Huvudspegeln här är inte parabolisk, utan hyperbolisk. Synfältet för detta system är cirka 4° [5] .

Strålningsmottagare

CCD-matriser

CCD-matrisen (CCD, "Charge Coupled Device") består av ljuskänsliga fotodioder , är gjord på basis av kisel , använder CCD -teknik - laddningskopplade enheter. Under lång tid var CCD-matriser den enda massatypen av fotosensorer. Teknikutvecklingen har lett till att CMOS-matriser 2008 har blivit ett alternativ till CCD.

CMOS-sensorer

CMOS-matris (CMOS, "Complementary Metal Oxide Semiconductor") är baserad på CMOS-teknik . Varje pixel är utrustad med en avläsningsförstärkare, och signalen från en viss pixel samplas slumpmässigt, som i minneschips.

Adaptiva optiksystem

Adaptiv optik är utformad för att korrigera atmosfäriska förvrängningar i bilden i realtid [9] . Utvecklingen av adaptiva optiksystem började på 1970-talet. Sedan 2000-talet har adaptiva optiksystem använts på nästan alla stora teleskop, de gör det möjligt att få teleskopets vinkelupplösning till dess fysiska gräns, bestämd av diffraktion. [9] Användningen av adaptiv optik på Subaru- teleskopet gjorde det möjligt att öka vinkelupplösningen med en faktor 10 [10] .

Laserguide stjärnsystem. En laserstråle riktas mot himlen för att skapa en konstgjord stjärna i någon del av himlen i natriumlagret i jordens atmosfär på en höjd av cirka 90 kilometer. Ljus från en sådan konstgjord stjärna används för att deformera en speciell spegel som eliminerar flimmer och förbättrar bildkvaliteten.

Mekanik

Kofot

Fästet är ett vridbart stöd som gör att du kan rikta teleskopet mot det önskade föremålet, och under långtidsobservation eller fotografering, för att kompensera för jordens dagliga rotation . Den består av två ömsesidigt vinkelräta axlar för att rikta teleskopet mot observationsobjektet, den kan innehålla drivenheter och system för att mäta rotationsvinklar. Fästet installeras på valfri bas: pelare, stativ eller fundament. Huvuduppgiften för fästet är att se till att teleskopröret går ut till den angivna platsen och att observationsobjektet spåras smidigt.

De viktigaste faktorerna som påverkar kvaliteten på lösningen av problemet är följande [11] :

Komplexiteten i lagen om atmosfärisk brytning förändras
Differentialbrytning
Teknisk noggrannhet vid tillverkning av drivenheter
Lagerprecision
Monteringsdeformation

Ekvatorialfästet och dess variationer

Ett ekvatorialfäste är ett fäste med en av dess rotationsaxlar pekande mot den himmelska polen. Följaktligen är planet vinkelrätt mot det parallellt med ekvatorns plan. Det är ett klassiskt teleskopfäste.

tyskt fäste

En av ändarna av den polära axeln bär kroppen av deklinationsaxeln. Detta fäste är inte symmetriskt och kräver därför en motvikt.

Engelsk fäste

Polaxeln har stöd under båda ändarna, och i mitten finns ett deklinationsaxellager . Det engelska fästet är asymmetriskt och symmetriskt.

Amerikanskt fäste

Ena änden av polaxeln slutar med en gaffel som bär deklinationsaxeln.

Fördelar och nackdelar

Den största fördelen med fästet är att det är lätt att spåra stjärnorna. Tillsammans med detta uppstår ett antal svårigheter, som blir betydande med en ökning av teleskopets massa [11] :

Deformationen av fästet är olika beroende på teleskopets position.
När teleskopets position ändras ändras också belastningen på lagren.
Svårighet att synkronisera med kupolen på fästet

Alt-azimutmontering

Alt-azimuth-fäste - ett fäste som har en vertikal och horisontell rotationsaxel, så att du kan rotera teleskopet i höjd ( "alt" från den engelska höjden ) och azimut och rikta den till önskad punkt i himlaklotet .

Största optiska teleskop

Brytande teleskop

Observatorium	Plats	Diameter, cm/tum	Byggår / demontering	Anteckningar
Teleskop för världsutställningen i Paris 1900	Paris	125/49,21"	1900/1900	Den största refraktorn i världen som någonsin byggts. Ljuset från stjärnorna riktades in i linsen på ett fast teleskop med hjälp av en siderostat .
Yerk observatorium	Williams Bay, Wisconsin	102/40"	1897	Den största refraktorn i världen 1897-1900 Efter att ha demonterats blev teleskopet på världsutställningen i Paris 1900 återigen den största refraktorn i drift. Clarks refraktor .
Lika observatorium	Mount Hamilton, Kalifornien	91/36"	1888
Paris observatorium	Meudon , Frankrike	83/33"	1893	Dubbel, visuell lins 83 cm, fotografisk - 62 cm.
Potsdams astrofysiska institut	Potsdam , Tyskland	81/32"	1899	Dubbel, visuell 50 cm, fotografisk 80 cm.
Observatoriet i Nice	Frankrike	76/30"	1880
Pulkovo observatorium	St. Petersburg	76/30"	1885
Allegheny observatorium	Pittsburgh , Pennsylvania	76/30"	1917	Thaw Refractor Arkiverad 25 december 2013 på Wayback Machine
Greenwich Observatory	Greenwich , Storbritannien	71/28"	1893
Greenwich Observatory	Greenwich , Storbritannien	71/28"	1897	Dubbel, visuell 71 cm, fotografisk 66
Archenholds observatorium	Berlin , Tyskland	70/27"	1896	Den längsta moderna refraktorn

Solteleskop

Observatorium	Plats	Diameter, m	År av konstruktion
Kitt Peak	Tucson, Arizona	1,60	1962
Sacramento Peak	Sunspot, New Mexico	1,50	1969
Krim Astrophysical Observatory	Krim	1.00	1975
Svenska Solteleskopet	Palma , Kanarieöarna	1.00	2002
Kitt Peak , 2 stycken i gemensam kropp med 1,6 meter	Tucson, Arizona	0,9	1962
Teide	Teneriffa , Kanarieöarna	0,9	2001
Sayan Solar Observatory , Ryssland	Mondy , Buryatia	0,8	1975
Kitt Peak	Tucson, Arizona	0,7	1973
Institutet för solfysik , Tyskland	Teneriffa , Kanarieöarna	0,7	1988
Mitaka	Tokyo , Japan	0,66	1920

Schmidt Chambers

Observatorium	Plats	Diameter på korrigeringsplattan - spegel, m	År av konstruktion
Karl Schwarzschild observatorium	Tautenburg , Tyskland	1,3-2,0	1960
Palomar observatorium	Mount Palomar, Kalifornien	1,2-1,8	1948
Siding Spring Observatory	Coonabarabran , Australien	1,2-1,8	1973
Tokyos astronomiska observatorium	Tokyo , Japan	1,1-1,5	1975
Europeiska sydobservatoriet	La Silla, Chile	1,1-1,5	1971

Reflekteleskop

namn	Plats	Spegeldiameter, m	År av konstruktion
Giant South African Telescope , SALT	Sutherland , Sydafrika	elva	2005
Great Canary Telescope	Palma , Kanarieöarna	10.4	2002
Keck-teleskop	Mauna Kea , Hawaii	9,82×2	1993, 1996
Hobby-Eberle Telescope , HET	Jeff Davis , Texas	9.2	1997
Large Binocular Telescope , LBT	Mount Graham , Arizona	8,4×2	2004
Mycket stort teleskop , ESO VLT	Cerro Paranal , Chile	8,2×4	1998, 2001
Subaru teleskop	Mauna Kea , Hawaii	8.2	1999
North Gemini Telescope , GNT	Mauna Kea , Hawaii	8.1	2000
South Gemini Telescope , GST	Cerro Pachon , Chile	8.1	2001
Multimirror Telescope , MMT	Mount Hopkins , Arizona	6.5	2000
Magellanska teleskop	Las Campanas , Chile	6,5×2	2002
Large Azimuth Telescope , BTA	Mount Pastukhova , Ryssland	6,0	1975
Stort Zenith-teleskop , LZT	Maple Ridge , Kanada	6,0	2001
Hale Telescope , MMT	Mount Palomar, Kalifornien	5.08	1948

Extremt stora teleskop

(Extremt stort teleskop)

namn	Diameter (m)	Yta (m²)	huvudspegel _	Höjd m	Datum för första ljuset
European Extremely Large Telescope (E-ELT)	39	1116 m²	798 × 1,45 m hexagonala segment	3060	2025
Trettio meter teleskop (TMT)	trettio	655 m²	492 × 1,45 m sexkantiga segment	4050	2027
Giant Magellanic Telescope (GMT)	24.5	368 m²	7 × 8,4 m	2516	2029

Anteckningar

↑ Landsberg G.S. Optik . - 6:e uppl. - M . : Fizmatlit, 2003. - S. 303 . — 848 sid. — ISBN 5-9221-0314-8 .
↑ Panov V.A. Handbok för designern av optisk-mekaniska enheter. - 1:a uppl. - L . : Mashinostroenie, 1991. - S. 81.
↑ ASTROLAB.ru. Teleskop (otillgänglig länk) . Hämtad 22 december 2015. Arkiverad från originalet 23 december 2015. (obestämd)
↑ Galileo Telescope Arkiverad 23 februari 2013 på Wayback Machine , Astronet.
↑ 1 2 Encyclopedic Dictionary of a Young Astronomer / Comp. N.P. Erpylev. - 2:a uppl. - M . : Pedagogy, 1986. - S. 234 -235. — 336 sid.
↑ Navashin, 1979 .
↑ Seacoruk .
↑ Maksutov, 1979 .
↑ 1 2 Encyclopedia Around the World . Datum för åtkomst: 25 december 2015. Arkiverad från originalet 26 december 2015. (obestämd)
↑ Förbättrat adaptivt optiksystem för Subaru-teleskopet Arkiverad 25 december 2015.
↑ 1 2 Montering av teleskopet . Hämtad 29 maj 2013. Arkiverad från originalet 20 oktober 2020. (obestämd)

Litteratur

Navashin M. S. Teleskop för en amatörastronom. — M .: Nauka, 1979.
Sikoruk LL Teleskop för amatörastronomi.
Maksutov D. D. Astronomisk optik. — M. — L .: Nauka, 1979.

Länkar

Wikimedia Commons har media relaterade till Optiskt teleskop
Optiska teleskop Arkiverade 5 juli 2013 på Wayback Machine
Belonuchkin V., Kozel S. Optiskt teleskop // Kvant. - M. , 1972. - Nr 4 . - S. 10-18 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)

Teleskop
Sorts	gammastråleteleskop röntgenteleskop Optiskt teleskop ( Reflektor refraktor ) koronografi solteleskop infrarött teleskop Radioteleskop ( radiointerferometer )
montera	Alt-azimut ( Dobsonian ) ekvatorial
Övrig	astronomisk satellit rymdteleskop aktiv optik Astrograf