Optisches Teleskop

Das Großes Fernglas. Teleskop verwendet zwei gekrümmte Spiegel, um Licht zu sammeln

Ein Optisches Teleskop ist ein Teleskop das sammelt und Fokus hell hauptsächlich von der sichtbar Teil von elektromagnetisches Spektrum, um a zu erstellen vergrößert Bild für direkte visuelle Inspektion, um a zu machen Foto, oder um Daten über elektronisch zu sammeln Bildsensoren.

Es gibt drei primäre Arten von optischem Teleskop:

• Teleskope brechen, welche Verwendung Linsen und weniger häufig Prismen (Dioptrik)
• Reflexionsteleskope, welche Verwendung Spiegel (Katoptrie)
• Catadioptrische Teleskope, die Linsen und Spiegel kombinieren

Die Fähigkeit eines optischen Teleskops, kleine Details zu lösen Öffnung) von seinem Zielsetzung (Die primäre Linse oder Spiegel, die das Licht sammelt und fokussiert), und seine lichtfächliche Kraft hängt mit dem Bereich des Ziels zusammen. Je größer das Ziel ist, desto mehr Licht sammelt das Teleskop und desto feineren Details löst es auf.

Menschen verwenden optische Teleskope (einschließlich Monokulare und Fernglas) zum Outdoor -Aktivitäten wie zum Beispiel Beobachtungsastronomie, Vogelkunde, Pilotage, Jagd und Aufklärungsowie Innen-/Halbdoor-Aktivitäten wie z. Aufpassen Performance Arts und Zuschauersportarten.

Geschichte

Das Teleskop ist eher eine Entdeckung optischer Handwerker als eine Erfindung eines Wissenschaftlers.^[1][2] Das Linse und die Eigenschaften des Brechens und reflektierenden Lichts waren seitdem bekannt Antikeund Theorie darüber, wie sie arbeiteten, wurde von der Alten entwickelt griechisch Philosophen, erhalten und erweitert in der Mittelalterliche islamische Weltund hatte zum Zeitpunkt der Erfindung des Teleskops einen deutlich fortgeschrittenen Zustand erreicht Frühmoderne Europa.^[3][4] Der wichtigste Schritt bei der Erfindung des Teleskops war jedoch die Entwicklung der Linsenherstellung für Brille,^[2][5][6] Erster in Venedig und Florenz im dreizehnten Jahrhundert,^[7] und später im Spektakel machen Zentren in beiden Niederlande und Deutschland.^[8] Es ist 1608 in den Niederlanden, wo die ersten Dokumente, die a beschreiben Refraktierendes optisches Teleskop aufgetaucht in Form eines Patents, das vom Spektakelhersteller eingereicht wurde Hans Lippershey, einige Wochen später durch Ansprüche von Ansprüchen von Jacob Metiusund ein dritter unbekannter Bewerber, den sie auch von dieser "Kunst" wussten.^[9]

Wort der Erfindung verbreitete sich schnell und Galileo GalileiAls er vom Gerät hörte, machte er innerhalb eines Jahres seine eigenen verbesserten Designs und veröffentlichen als erste astronomische Ergebnisse mit einem Teleskop.^[10] Galileos Teleskop verwendete einen konvexen Objektivlinse und ein konkav Augenlinse, ein Design wird jetzt genannt Galiläisches Teleskop. Johannes Kepler schlug eine Verbesserung des Designs vor^[11] Das benutzte einen Konvex Okular, oft als das genannt Keplerian Teleskop.

Der nächste große Schritt bei der Entwicklung von Refractors war das Aufkommen der Achromatische Linse im frühen 18. Jahrhundert,^[12] was die korrigierte chromatische Abweichung In den Keplerianischen Teleskopen bis zu diesem Zeitpunkt - was für viel kürzere Instrumente mit viel größeren Zielen ist.

Zum Reflexionsteleskope, die a verwenden gebogener Spiegel Anstelle der objektiven Linse ging die Theorie der Praxis voraus. Die theoretische Grundlage für gekrümmte Spiegel Das Verhalten ähnlicher Objekte wurde wahrscheinlich durch festgelegt von Alhazen, deren Theorien in lateinischen Übersetzungen seiner Arbeit weithin verbreitet worden waren.^[13] Bald nach der Erfindung des refraktiven Teleskops, Galileo, Giovanni Francesco Sagredound andere, die durch ihr Wissen, dass gekrümmte Spiegel ähnliche Eigenschaften wie Objektive hatten, beflügelt, diskutierten die Idee, ein Teleskop mit einem Spiegel als Zielbildungsziel zu bauen.^[14] Die potenziellen Vorteile der Verwendung Parabolspiegel (in erster Linie eine Verringerung von sphärische Aberration mit Eliminierung von chromatische Abweichung) führte zu mehreren vorgeschlagenen Entwürfen für die Reflexion von Teleskopen,^[15] die bemerkenswerteste davon wurde 1663 von veröffentlicht von James Gregory und kam das genannt Gregorianisches Teleskop,^[16][17] Es wurden jedoch keine Arbeitsmodelle gebaut. Isaac Newton wurde im Allgemeinen die Erstellung der ersten praktischen reflektierenden Teleskope zugeschrieben, die Newtonian Teleskop1668^[18] obwohl aufgrund ihrer Konstruktionsschwierigkeit und der schlechten Leistung der Spekulummetall Die verwendeten Spiegel dauerten über 100 Jahre, bis Reflektoren populär wurden. Viele der Fortschritte bei der Reflexion von Teleskopen umfassten die Perfektion von Parabolspiegel Herstellung im 18. Jahrhundert,^[19] Silberbeschichtete Glasspiegel im 19. Jahrhundert, lang anhaltende Aluminiumbeschichtungen im 20. Jahrhundert,^[20] Segmentierte Spiegel um größere Durchmesser zuzulassen, und aktive Optik Um die Gravitationsdeformation auszugleichen. Eine Innovation aus der Mitte des 20. Jahrhunderts war Catadioptric Teleskope wie die Schmidt Kamera, der sowohl eine Linse (Korrektorplatte) als auch die Spiegel als primäre optische Elemente verwendet, die hauptsächlich für die breite Feldbildgebung ohne kugelförmige Aberration verwendet werden.

Das Ende des 20. Jahrhunderts hat die Entwicklung von Adaptive Optik und Weltraumteleskope die Probleme von zu überwinden astronomisches Sehen.

Die Elektronikrevolution des frühen 21. Jahrhunderts führte zur Entwicklung computergesteuerter Teleskope in den 2010er Jahren, die es nicht professionellen Skybeschattierern ermöglichen, Sterne und Satelliten mit relativ kostengünstigen Ausrüstungen zu beobachten, indem sie ausnutzten Digital Astrophotografie Techniken, die von professionellen Astronomen in den vergangenen Jahrzehnten entwickelt wurden. Eine elektronische Verbindung zu einem Computer (Smartphone, Pad, oder Laptop) ist erforderlich, um astronomische Beobachtungen zu machen Aus den Teleskopen. Die digitale Technologie erlaubt es Mehrere Bilder sollen gestapelt werden, während die Rauschkomponente der Beobachtung subtrahiert Bildung von Bildern von Mestere Objekte und schwache Sterne so schwach wie ein scheinbare Größe von 15 mit Ausrüstung der Verbraucherqualität.^[21][22]

Prinzipien

Das grundlegende Schema ist, dass das primäre Licht-Sammelelement das Zielsetzung (1) (die konvexe Linse oder konkaver Spiegel Wird verwendet, um das eingehende Licht zu sammeln), fokussiert dieses Licht vom entfernten Objekt (4) auf eine Brennebene, in der es a bildet Echtes Bild (5). Dieses Bild kann durch eine aufgezeichnet oder betrachtet werden Okular (2), was wie a wirkt Lupe. Das Auge (3) sieht dann eine Umkehrung, vergrößert virtuelles Bild (6) des Objekts.

Schema von a Keplerian Teleskop brechen. Der Pfeil bei (4) ist eine (fiktive) Darstellung des Originalbildes; Der Pfeil bei (5) ist das umgekehrte Bild in der Fokusebene; Der Pfeil bei (6) ist das virtuelle Bild, das sich im visuellen Bereich des Betrachters bildet. Die roten Strahlen erzeugen den Mittelpunkt des Pfeils; Zwei andere Strahlensätze (jeweils schwarz) produzieren seinen Kopf und Schwanz.

Umgekehrte Bilder

Die meisten Teleskopdesigns erzeugen ein umgekehrtes Bild in der Brennebene; Diese werden als bezeichnet als Invertierende Teleskope. Tatsächlich wird das Bild sowohl auf den Kopf gestellt als auch von links nach rechts umgekehrt, so dass es insgesamt um 180 Grad von der Objektorientierung gedreht wird. In astronomischen Teleskopen wird die gedrehte Ansicht normalerweise nicht korrigiert, da sie sich nicht auf die Verwendung des Teleskops auswirkt. Eine Spiegeldiagonale wird jedoch häufig verwendet, um das Okular an einem bequemeren Betrachtungsort zu platzieren, und in diesem Fall ist das Bild aufrecht, aber immer noch von links nach rechts umgekehrt. In terrestrischen Teleskopen wie z. Scopes erkennen, Monokulare und FernglasPrismen (z. B.,, Porro -Prismen) oder eine Relaislinse zwischen Objektiv und Okular werden verwendet, um die Bildorientierung zu korrigieren. Es gibt Teleskopdesigns, die kein umgekehrtes Bild wie das präsentieren Galiläischer Refraktor und die Gregorianischer Reflektor. Diese werden als bezeichnet als Teleskope errichten.

Designvarianten

Viele Arten von Teleskop falten oder lenken den optischen Pfad mit sekundären oder tertiären Spiegeln ab. Dies können ein wesentlicher Bestandteil des optischen Designs sein (Newtonian Teleskop, Cassegrain -Reflektor oder ähnliche Typen) oder einfach verwendet werden, um das Okular oder den Detektor in einer bequemeren Position zu platzieren. Teleskopdesigns können auch speziell entwickelte zusätzliche Objektive oder Spiegel verwenden, um die Bildqualität über ein größeres Sichtfeld zu verbessern.

Eigenschaften

Acht-Zoll-Bruch Teleskop bei Chabot Space and Science Center

Die Entwurfsspezifikationen beziehen sich auf die Eigenschaften des Teleskops und wie es optisch funktioniert. Mehrere Eigenschaften der Spezifikationen können sich mit dem mit dem Teleskop verwendeten Ausrüstung oder Zubehör ändern. wie zum Beispiel Barlow -Objektive, Star Diagonals und Augenmerkmale. Diese austauschbaren Zubehörteile verändern nicht die Spezifikationen des Teleskops, verändern jedoch die Funktionsweise des Teleskops typischerweise Vergrößerung, ersichtlich Sichtfeld (FOV) und tatsächliches Sichtfeld.

Oberflächenauflösung

Die kleinste, auflösbare Oberfläche eines Objekts, wie durch ein optisches Teleskop ersichtlich, ist der begrenzte physische Bereich, der gelöst werden kann. Es ist analog zu Winkelauflösung, aber unterscheidet sich in der Definition: Anstelle der Trennfähigkeit zwischen Punktlichtquellen bezieht sich es auf den physischen Bereich, der gelöst werden kann. Eine vertraute Art, das Merkmal auszudrücken, ist die auflösbare Fähigkeit von Merkmalen wie z. Mond Krater oder Sonne Flecken. Der Ausdruck unter Verwendung der Formel wird durch die doppelte Auflösungsleistung angegeben ${\ displayStyle r}$ Überschwemmungsdurchmesser ${\ displayStyle d}$ multipliziert mit dem Objektdurchmesser ${\ displayStyle d_ {ob}}$ multipliziert mit der Konstante ${\ displayStyle \ phi}$ alle geteilt durch die Objekte scheinbarer Durchmesser ${\ displayStyle d_ {a}}$.^[23][24]

Auflösungsvermögen ${\ displayStyle r}$ wird aus dem abgeleitet Wellenlänge ${\ displayStyle {\ lambda}}$ Verwenden der gleichen Einheit wie Blende; wo 550 nm zu mm wird gegeben durch: $oder$.
Die Konstante ${\ displayStyle \ phi}$ ist abgeleitet von Radians auf das gleiche Gerät wie das Objekt scheinbarer Durchmesser; Wo der Mond ist scheinbarer Durchmesser von ${\ displayStyle d_ {a} = {\ frac {313 \ pi} {10800}}}$ Radians zu Arcsecs wird gegeben durch: ${\ displayStyle d_ {a} = {\ frac {313 \ pi} {10800}} \ cdot 206265 = 1878}$.

Ein Beispiel unter Verwendung eines Teleskops mit einer Blende von 130 mm, die den Mond in einem 550 beobachtet nm Wellenlänge, wird gegeben durch: $oder } {130}} \ cdot 3474.2 \ cdot 206265} {1878}} \ ca. 3.22}$

Die im Objektdurchmesser verwendete Einheit führt zu den kleinsten auflösbaren Merkmalen an diesem Gerät. Im obigen Beispiel werden sie in Kilometern angenähert, was dazu führt, dass die kleinsten auflösbaren Mondkrater 3,22 km Durchmesser haben. Das Hubble -Weltraumteleskop hat eine primäre Spiegelöffnung von 2400 mm, die eine Oberflächenauflösung von Mondkratern mit einem Durchmesser von 174,9 Metern bietet, oder Sonnenflecken von 7365,2 km Durchmesser.

Winkelauflösung

Ignorieren des Bildes durch Turbulenzen in der Atmosphäre (atmosphärisches Sehen) und optische Unvollkommenheiten des Teleskops, der Winkelauflösung eines optischen Teleskops wird durch den Durchmesser der bestimmt Primärspiegel oder Linse das Licht sammelt (auch als "Blende" bezeichnet).

Das Rayleigh -Kriterium Für die Auflösungsgrenze ${\ displaystyle \ alpha _ {r}}$ (in Radians) wird gegeben durch

${\ displayStyle \ sin (\ alpha _ {r}) = 1.22 {\ frac {\ lambda} {d}}}$

wo ${\ displayStyle \ lambda}$ ist der Wellenlänge und ${\ displayStyle d}$ ist die Blende. Zum sichtbares Licht (${\ displayStyle \ lambda}$ = 550 nm) in der KleinwinkelannäherungDiese Gleichung kann umgeschrieben werden:

${\ displaystyle \ alpha _ {r} = {\ frac {138} {d}}}$

Hier, ${\ displaystyle \ alpha _ {r}}$ bezeichnet die Auflösungsgrenze in ArcSeconds und ${\ displayStyle d}$ ist in Millimetern. Im idealen Fall die beiden Komponenten von a Doppelstern Das System kann auch bei etwas weniger als weniger als weniger als unterschieden werden ${\ displaystyle \ alpha _ {r}}$. Dies wird von der berücksichtigt Dawes Grenze

${\ displaystyle \ alpha _ {d} = {\ frac {116} {d}}}$

Die Gleichung zeigt, dass die Winkelauflösung umso besser ist, desto größer ist die Apertur, desto größer ist die Apertur. Die Auflösung ist nicht durch das Maximum gegeben Vergrößerung (oder "Kraft") eines Teleskops. Teleskope vermarktet, die mit hohen Werten für die maximale Leistung vermarktet werden, liefern häufig schlechte Bilder.

Für große bodengestützte Teleskope ist die Auflösung durch begrenzt durch atmosphärisches Sehen. Diese Grenze kann überwunden werden, indem die Teleskope über die Atmosphäre gelegt werden, z. im Weltraum. Auflösungsgrenzen können auch durch überwunden werden Adaptive Optik, Speckle -Bildgebung oder Glückliche Bildgebung für bodengestützte Teleskope.

In jüngster Zeit ist es praktisch geworden, aufzutreten Blendensynthese mit Arrays von optischen Teleskopen. Sehr hochauflösende Bilder können mit Gruppen von weit verteilten kleineren Teleskopen erhalten werden, die durch sorgfältig kontrollierte optische Pfade miteinander verbunden sind, aber jedoch Diese Interferometer kann nur zur Bildgebung heller Objekte wie Sterne oder Messung der hellen Kerne von verwendet werden Aktive Galaxien.

Brennweite und Fokusverhältnis

Das Brennweite von einem optisch System ist ein Maß dafür, wie stark das System konvergiert oder abweicht hell. Für ein optisches System in der Luft ist es der Abstand, über den zunächst kollimiert Strahlen werden in einen Fokus gebracht. Ein System mit einer kürzeren Brennweite hat größer optische Kraft als einer mit einer langen Brennweite; das heißt, es biegt das Strahlen stärker und sie in kürzerer Entfernung in einen Fokus bringen. In der Astronomie wird die F-Number allgemein als die bezeichnet Fokusverhältnis notiert als ${\ displayStyle n}$. Das Fokusverhältnis eines Teleskops ist definiert als die Brennweite ${\ displayStyle f}$ von einem Zielsetzung geteilt durch seinen Durchmesser ${\ displayStyle d}$ oder durch den Durchmesser einer Apertur stoppen im System. Die Brennweite steuert das Sichtfeld des Instruments und die Skala des Bildes, die in der Fokusebene zu einem präsentiert wird Okular, Filmplatte oder CCD.

Ein Beispiel für ein Teleskop mit einer Brennweite von 1200 mm und Aperturdurchmesser von 254 mm ist gegeben durch:$oder$

Numerisch groß Brennverhältnisse sollen sein lang oder langsam. Kleine Zahlen sind kurz oder schnell. Es gibt keine scharfen Linien, um zu bestimmen, wann diese Begriffe verwendet werden sollen, und eine Person kann ihre eigenen Bestimmungsstandards berücksichtigen. Unter zeitgenössischen astronomischen Teleskopen jedes Teleskop mit a Fokusverhältnis Langsamer (größere Anzahl) als f/12 wird im Allgemeinen als langsam angesehen, und jedes Teleskop mit einem Fokusverhältnis schneller (kleiner als f/6) wird als schnell angesehen. Schnellere Systeme haben oft mehr optische Aberrationen Abseits der Mitte des Sichtfeldes und sind im Allgemeinen anspruchsvoller von Augenheilkunde -Designs als langsamere. Ein schnelles System wird oft für praktische Zwecke in gewünscht Astrophotographie mit dem Zweck, mehr zu sammeln Photonen in einem bestimmten Zeitraum als ein langsameres System, das eine Zeit ermöglicht Fotografie Um das Ergebnis schneller zu verarbeiten.

Weitfeldteleskope (wie z. Astographien), werden verwendet, um zu verfolgen Satelliten und Asteroiden, zum kosmischen Strahlung Forschung und für astronomische Umfragen vom Himmel. Es ist schwieriger zu reduzieren optische Aberrationen In Teleskopen mit niedrigem F-Verhältnis als in Teleskopen mit größerem F-Verhältnis.

Lichtsammeln

Das Keck II Teleskop sammelt Licht mithilfe von 36 segmentierten sechseckigen Spiegeln, um einen Primärspiegel von 10 m (33 ft) zu erzeugen

Die lichtsammelnde Kraft eines optischen Teleskops, das auch als leichter Griff oder Aperturgewinn bezeichnet wird, ist die Fähigkeit eines Teleskops, viel mehr Licht als das menschliche Auge zu sammeln. Seine Lichtsammlung ist wahrscheinlich das wichtigste Merkmal. Das Teleskop wirkt als leichter Eimeralle Photonen sammeln, die aus einem weit entfernten Objekt darauf kommen, wo ein größerer Eimer mehr fängt Photonen Dies führt zu mehrem Licht in einem bestimmten Zeitraum, wodurch das Bild effektiv aufgehört wird. Aus diesem Grund vergrößern sich die Schüler Ihrer Augen nachts, so dass mehr Licht die Netzhaut erreicht. Die Sammelkraft ${\ displayStyle p}$ Im Vergleich zu einem menschlichen Auge ist das quadratische Ergebnis der Aufteilung der Blende ${\ displayStyle d}$ über den Schülerdurchmesser des Beobachters ${\ displayStyle d_ {p}}$,^[23][24] mit einem durchschnittlichen Erwachsenen hat eine Schüler Durchmesser von 7 mm. Jüngere Personen veranstalten größere Durchmesser, die typischerweise 9 mm beträgt, da der Durchmesser der Pupille mit dem Alter abnimmt.

Ein Beispiel für die Erfassungskraft einer Blende mit 254 mm im Vergleich zu einem erwachsenen Pupillendurchmesser von 7 mm ist gegeben durch: $oder ca. 1316.7}$

Die Lichtsammlung kann zwischen Teleskopen verglichen werden, indem sie die vergleicht Bereiche ${\ displayStyle a}$ der beiden verschiedenen Öffnungen.

Beispielsweise beträgt die Lichtschachtelung eines 10-Meter-Teleskops 25x das eines 2-Meter-Teleskops: $oder$

Für eine Übersicht über einen bestimmten Bereich ist das Sichtfeld genauso wichtig wie die Kraft von Rohlicht. Umfrage Teleskope wie die Großes Synoptik -Vermessungsteleskop Versuchen Sie, das Produkt des Spiegelbereichs und des Sichtfelds zu maximieren (oder Etendue) anstatt nur die Fähigkeit zur Sammlung von rohem Licht allein.

Vergrößerung

Die Vergrößerung durch ein Teleskop lässt ein Objekt größer erscheinen, während die FOV einschränkt. Die Vergrößerung ist oft irreführend als die optische Kraft des Teleskops. Das Merkmal ist der am meisten missverstandene Begriff, der zur Beschreibung der beobachtbaren Welt verwendet wird.^{[Klarstellung erforderlich]} Bei höheren Vergrößerungen verringert sich die Bildqualität erheblich, die Verwendung von a Barlow Objektiv Erhöht die effektive Brennweite eines optischen Systems - multiplimierte Bildqualitätsreduzierung.

Ähnliche kleinere Effekte können bei Verwendung vorhanden sein Star Diagonals, als Licht durch eine Vielzahl von Linsen, die die wirksame Brennweite erhöhen oder verringern. Die Qualität des Bildes hängt im Allgemeinen von der Qualität der Optik (Linsen) und den Betrachtungsbedingungen ab - nicht von der Vergrößerung.

Die Vergrößerung selbst ist durch optische Eigenschaften begrenzt. Bei jedem Teleskop oder Mikroskop, die über eine praktische maximale Vergrößerung hinausgehen, sieht das Bild größer aus, zeigt jedoch keine Details mehr. Es tritt auf, wenn das feinste Detail, das das Instrument auflösen kann, so vergrößert wird, dass sie den besten Details entsprechen, die das Auge sehen kann. Vergrößerung über dieses Maximum hinaus wird manchmal genannt leere Vergrößerung.

Um das Detail aus einem Teleskop herauszuholen, ist es wichtig, die richtige Vergrößerung für das beobachtete Objekt auszuwählen. Einige Objekte scheinen bei geringer Leistung am besten zu sehen sind, andere bei hoher Leistung und viele mit einer moderaten Vergrößerung. Es gibt zwei Werte zur Vergrößerung, ein Minimum und maximal. Ein breiteres Sichtfeld Okular Kann verwendet werden, um die gleiche Augenmerkmale zu halten und gleichzeitig die gleiche Vergrößerung durch das Teleskop zu vergrößern. Für ein hochwertiges Teleskop, das unter guten atmosphärischen Bedingungen arbeitet, ist die maximale nutzbare Vergrößerung durch Beugung begrenzt.

Visuell

Die visuelle Vergrößerung ${\ displayStyle m}$ des Sichtfelds durch ein Teleskop kann durch die Brennweite des Teleskops bestimmt werden ${\ displayStyle f}$ geteilt durch die Okular Brennweite ${\ displayStyle f_ {e}}$ (oder Durchmesser).^[23][24] Das Maximum ist durch die Brennweite der Okular.

Ein Beispiel für visuell Vergrößerung Verwenden eines Teleskops mit einer Brennlänge von 1200 mm und 3 mm Okular wird gegeben durch: ${\ displaystyle m = {\ frac {f} {f_ {e}}} = {\ frac {1200} {3}} = 400}$

Minimum

Es gibt einen niedrigsten nutzbaren Vergrößerung Auf einem Teleskop. Die Zunahme der Helligkeit mit verringerter Vergrößerung hat eine Grenze im Zusammenhang mit etwas genannt Pupille verlassen. Das Pupille verlassen ist der Lichtzylinder aus dem Okular, daher umso niedriger die Vergrößerung, desto größer die Pupille verlassen. Das Minimum ${\ displayStyle m_ {m}}$ kann berechnet werden, indem die Teleskopöffnung geteilt wird ${\ displayStyle d}$ über dem Austrittspupillendurchmesser ${\ displayStyle d_ {ep}}$.^[25] Die Verringerung der Vergrößerung dieser Grenze kann die Helligkeit nicht erhöhen. Bei dieser Grenze gibt es keinen Nutzen für eine verminderte Vergrößerung. Ebenso berechnet Pupille verlassen ${\ displayStyle d_ {ep}}$ ist eine Aufteilung des Aperturdurchmessers ${\ displayStyle d}$ und die visuelle Vergrößerung ${\ displayStyle m}$ Gebraucht. Das Minimum ist mit einigen Teleskopen häufig nicht erreichbar, ein Teleskop mit sehr langer Brennweite kann a erforderlich sein längere Länge Okular als möglich.

Ein Beispiel für die niedrigste nutzbare Vergrößerung unter Verwendung einer 254 mm Apertur und 7 mm Pupille verlassen wird gegeben durch: $oder$während Pupille verlassen Durchmesser mit einer Apertur von 254 mm und 36x Vergrößerung wird gegeben durch: $oder$

Optimum

Eine nützliche Referenz ist:

• Für kleine Objekte mit niedriger Oberflächenhelligkeit (wie z. Galaxien), verwenden Sie eine mäßige Vergrößerung.
• Für kleine Objekte mit hoher Oberflächenhelligkeit (wie z. Planetennebel), verwenden Sie eine hohe Vergrößerung.
• Für große Objekte unabhängig von der Oberflächenhelligkeit (wie z. diffuse Nebel), verwenden Sie niedrige Vergrößerung, häufig im Bereich der minimalen Vergrößerung.

Nur persönliche Erfahrung bestimmt die besten optimalen Vergrößerungen für Objekte, stützt sich auf Beobachtungsfähigkeiten und sehen Bedingungen.

Sichtfeld

Sichtfeld ist das Ausmaß der beobachtbaren Welt, die in einem bestimmten Moment durch ein Instrument (z. B. Teleskop oder ein Instrument gesehen wurde Fernglas) oder durch bloßes Auge. Es gibt verschiedene Sichtfeldausdrücke, die eine Spezifikation von einem sind Okular oder eine Eigenschaft, die aus einem bestimmt wird Okular und Teleskopkombination. Eine physikalische Grenze ergibt Beugung der Optik.

Ersichtlich

Scheinbares Sichtfeld (allgemein als AFOV bezeichnet) ist die wahrgenommene Winkelgröße des Feldstopps der Okular, normalerweise gemessen in Grad. Es ist eine feste Eigenschaft des optischen Designs des Okulars mit gemeinsamen Handelsmotor, die eine Reihe scheinbarer Felder von 40 ° bis 120 ° bieten. Das scheinbare Sichtfeld eines Okulars ist durch eine Kombination aus dem Feldstoppdurchmesser des Okulars und der Brennweite begrenzt und ist unabhängig von der verwendeten Vergrößerung.

In einem Okular mit einem sehr breiten Sichtfeld kann der Beobachter erkennen, dass sich die Aussicht durch das Teleskop bis zu ihrem auszieht peripherale Sicht, geben ein Gefühl, dass sie nicht mehr durch ein Okular schauen oder sich dem Thema von Interesse nähern, als sie wirklich sind. Im Gegensatz dazu kann ein Okular mit einem schmalen scheinbaren Sichtfeld das Gefühl verleihen, durch einen Tunnel oder ein kleines Bullaugefenster zu schauen, wobei der schwarze Feld Stopp des Okulars den größten Teil des Sehvermögens des Beobachters besetzt.

Ein breiteres scheinbares Sichtfeld ermöglicht es dem Beobachter, mehr von Interesse zu sehen (dh ein breiteres wahres Sichtfeld), ohne die Vergrößerung zu verringern. Die Beziehung zwischen wahrem Sichtfeld, scheinbarem Sichtfeld und Vergrößerung ist jedoch nicht direkt, da zunehmende Verzerrungsmerkmale mit breiteren scheinbaren Sichtfeldern korrelieren. Stattdessen sind sowohl echtes Sichtfeld als auch scheinbares Sichtfeld Folgen des Felddurchmessers des Okulars.

Das scheinbare Sichtfeld unterscheidet sich von dem wahren Sichtfeld, soweit das wahre Sichtfeld mit der Vergrößerung variiert, während das scheinbare Sichtfeld nicht der Fall ist. Der breitere Feldstopp eines Weitwinkel -Okulars ermöglicht die Betrachtung eines breiteren Teils der Echtes Bild gebildet in der Fokusebene des Teleskops und wirkt sich so auf das berechnete tatsächliche Sichtfeld aus.

Das scheinbare Sichtfeld eines Okulares kann die Helligkeit der Gesamtansicht beeinflussen, wie vom Auge wahrgenommen wird, da die scheinbare Winkelgröße des Feldstopps bestimmt, wie viel der Retina des Beobachters durch die beleuchtet wird Pupille verlassen vom Okular geformt. Das scheinbare Sichtfeld hat jedoch keinen Einfluss auf die offensichtlichen Oberflächenhelligkeit (Das heißt, Helligkeit pro Bereich der Einheit) von Objekten, die im Sichtfeld enthalten sind.

WAHR

True FOV ist die Breite dessen, was tatsächlich durch eine bestimmte Kombination aus Okular / Teleskop zu sehen ist.

Es gibt zwei Formeln zur Berechnung des wahren Sichtfelds:

1. Scheinbarer Sichtfeldmethode gegeben durch ${\ displayStyle v_ {t} = {\ frac {v_ {a}} {m}}}$, wo ${\ displayStyle v_ {t}}$ ist der wahre FOV, ${\ displayStyle v_ {a}}$ ist das scheinbare Sichtfeld des Okulars und ${\ displayStyle m}$ wird die Vergrößerung verwendet. ^[26][27]
2. Okular Feldstoppmethode gegeben durch ${\ displayStyle v_ {t} = {\ frac {d_ {f}} {f_ {t}} \ Times 57.3}$, wo ${\ displayStyle v_ {t}}$ ist der wahre FOV, ${\ displayStyle d_ {f}}$ ist der Okular Feldstoppdurchmesser in Millimetern und ${\ displayStyle f_ {t}}$ ist die Brennweite des Teleskops in Millimetern.^[26][27]

Die Schneidefeldstoppmethode ist genauer als die scheinbare Methode der Sichtweise.^[27] Allerdings haben nicht alle Augenmerkmale einen leicht erkennbaren Feldstoppdurchmesser.

Maximal

Max FOV ist das maximal nützliche wahre Sichtfeld, das durch die Optik des Teleskops begrenzt ist. Es ist eine physische Einschränkung, bei der über das Maximum hinaus steigt. Max Fov ${\ displayStyle v_ {m}}$ Ist die Fassgröße ${\ displayStyle B}$ über die Brennweite des Teleskops ${\ displayStyle f}$ konvertiert von Radian zu Grad.^[23][24]

Ein Beispiel für Max FOV unter Verwendung eines Teleskops mit einer Laufgröße von 31,75 mm (1,25) Zoll) und eine Brennweite von 1200 mm wird gegeben durch: $oder Circ}}$

Beobachten durch ein Teleskop

Es gibt viele Eigenschaften von optischen Teleskopen, und die Komplexität der Beobachtung mit einem kann eine entmutigende Aufgabe sein; Erfahrung und Experimentieren sind die Hauptverwalterin zum Verständnis, wie die Beobachtungen maximiert werden können. In der Praxis bestimmen nur zwei Haupteigenschaften eines Teleskops, wie sich die Beobachtung unterscheidet: die Brennweite und Blende. Diese beziehen sich darauf, wie das optische System ein Objekt oder eine Reichweite betrachtet und wie viel Licht durch ein Augenes gesammelt wird Okular. Augenmarkte bestimmen weiter, wie das Sichtfeld und Vergrößerung des beobachtbaren Weltwandels.

Beobachtbare Welt

Die beobachtbare Welt ist das, was mit einem Teleskop gesehen werden kann. Beim Betrachten eines Objekts oder Bereichs kann der Beobachter viele verschiedene Techniken verwenden. Verstehen, was angezeigt werden kann und wie man es sieht, hängt vom Sichtfeld ab. Das Betrachten eines Objekts mit einer Größe, die vollständig im Sichtfeld passt Okular mit geeigneter Brennweite (oder Durchmesser). Vergleich der beobachtbaren Welt und der Winkeldurchmesser eines Objekts zeigt, wie viel von dem Objekt wir sehen. Die Beziehung zum optischen System kann jedoch nicht zu hoch führen Oberflächenhelligkeit. Himmlische Objekte sind aufgrund ihrer großen Entfernung oft schwach, und Details können durch begrenzt werden Beugung oder ungeeignete optische Eigenschaften.

Sichtfeld- und Vergrößerungsbeziehung

Das Finden, was durch das optische System gesehen werden kann, beginnt mit dem Okular Bereitstellung des Sichtfelds und Vergrößerung; Die Vergrößerung erfolgt durch die Aufteilung der Brennweiten des Teleskops und der Augenhaut. Verwenden eines Beispiels eines Amateur -Teleskops wie a Newtonian Teleskop mit einer Blende ${\ displayStyle d}$ von 130 mm (5 ") und Brennweite ${\ displayStyle f}$ Von 650 mm (25,5 Zoll) verwendet man ein Okular mit einer Brennweite ${\ displayStyle d}$ von 8 mm und scheinbarer FOV ${\ displayStyle v_ {a}}$ von 52 °. Die Vergrößerung, bei der die beobachtbare Welt betrachtet wird, wird gegeben durch: ${\ displayStyle m = {\ frac {f} {d}} = {\ frac {650} {8}} = 81.25}$. Das Sichtfeld ${\ displayStyle v_ {t}}$ Erfordert die Vergrößerung, die durch seine Aufteilung über das scheinbare Sichtfeld formuliert wird: $oder$. Das resultierende wahre Sichtfeld beträgt 0,64 °, ohne ein Objekt wie das zuzulassen Orion Nebula, was elliptisch mit einem erscheint Winkeldurchmesser von 65 × 60 Arcminutes, in seiner Gesamtheit durch das Teleskop zu sehen, wo das Ganze das gesamte Nebel ist innerhalb der beobachtbaren Welt. Die Verwendung von Methoden wie diesen kann das Betrachtungspotential erheblich erhöhen, um sicherzustellen, dass die beobachtbare Welt das gesamte Objekt enthalten kann oder ob die Vergrößerung das Objekt in einem anderen Aspekt erhöht oder verringert wird.

Helligkeitsfaktor

Das Oberflächenhelligkeit Bei einer solchen Vergrößerung verringert sich erheblich, was zu einem weitreichenden Erscheinungsbild führt. Ein dunkleres Erscheinungsbild führt zu weniger visuellen Details des Objekts. Details wie Materie, Ringe, Spiralarme und Gase können vollständig vor dem Beobachter versteckt sein und eine weit weniger geben Komplett Ansicht des Objekts oder Bereichs. Die Physik schreibt vor, dass bei der theoretischen Mindestvergrößerung des Teleskops die Oberflächenhelligkeit bei 100%liegt. Praktisch verhindern verschiedene Faktoren eine 100% ige Helligkeit; Dazu gehören Teleskopbeschränkungen (Brennweite, Okular Brennweite usw.) und das Alter des Beobachters.

Das Alter spielt eine Rolle in der Helligkeit, da der Beobachter der Faktor beizutragen ist Schüler. Mit zunehmendem Alter schrumpft der Pupille auf natürliche Weise im Durchmesser; Im Allgemeinen akzeptierte ein junger Erwachsener kann einen Schüler mit einem Durchmesser von 7 mm, einen älteren Erwachsenen, nur 5 mm und eine jüngere Person, die bei 9 mm größer ist. Das Mindestvergrößerung ${\ displayStyle m}$ kann als Aufteilung der Blende ausgedrückt werden ${\ displayStyle d}$ und Schüler ${\ displayStyle p}$ Durchmesser gegeben durch: $oder$. Eine problematische Instanz kann sichtbar sein und eine theoretische Oberflächenhelligkeit von 100%erreichen, da die erforderliche effektive Brennweite des optischen Systems eine erfordert Okular mit zu großem Durchmesser.

Einige Teleskope können die theoretische Oberflächenhelligkeit von 100%nicht erreichen, während einige Teleskope sie mit einem Okular mit kleinem Durchmesser erreichen können. Um herauszufinden, welches Okular benötigt wird, um zu bekommen Mindestvergrößerung Man kann die Vergrößerungsformel neu ordnen, wo sie nun die Aufteilung der Brennweite des Teleskops über die Mindestvergrößerung ist: ${\ displaystyle {\ frac {f} {m}} = {\ frac {650} {18.6}} \ ca. 35}$. Ein Okular von 35 mm ist eine nicht standardmäßige Größe und wäre nicht kaufbar. In diesem Szenario müsste ein 100% igen Standard eine Standard -Eigutgröße von 40 mm erfordern. Da das Okular eine größere Brennweite als die minimale Vergrößerung hat, wird durch die Augen nicht eine Fülle von verschwendeten Licht empfangen.

Pupille verlassen

Die Grenze für die Zunahme von Oberflächenhelligkeit Wenn man die Vergrößerung reduziert, ist die Pupille verlassen: Ein Lichtzylinder, der das Okular für den Beobachter projiziert. Ein Ausgangspupille muss übereinstimmen oder einen kleineren Durchmesser haben als der eigene Schüler die volle Menge an projiziertem Licht erhalten; Ein größerer Ausgangspupille führt zum verschwendeten Licht. Der Ausgangschüler ${\ displayStyle e}$ kann mit der Teilung der Teleskopöffnung abgeleitet werden ${\ displayStyle d}$ und die Mindestvergrößerung ${\ displayStyle m}$, abgeleitet von: ${\ displayStyle e = {\ frac {d} {m}} = {\ frac {130} {18.6} \ ca. 7}$. Die Pupille und der Austrittpupille sind nahezu identisch im Durchmesser, was mit dem optischen System kein verschwendetes beobachtbares Licht verleiht. Ein 7 -mm Oberflächenhelligkeit ${\ displayStyle B}$ kann aus dem Produkt der Konstante 2 durch das Quadrat des Schülers gemessen werden ${\ displayStyle p}$ ergebend: ${\ displaystyle b = 2*p^{2} = 2*7^{2} = 98}$. Die Einschränkung hier ist der Schülerdurchmesser; Es ist ein unglückliches Ergebnis und verschlechtert sich mit dem Alter. Einige beobachtbare Lichtverluste werden erwartet, und die Verringerung der Vergrößerung kann die Oberflächenhelligkeit nicht erhöhen, wenn das System seine minimale nutzbare Vergrößerung erreicht hat, weshalb der Begriff als als bezeichnet wird verwendbar.

Diese Augen repräsentieren eine skalierte Figur der menschliches Auge wobei 15 px = 1 mm, sie haben a Schüler Durchmesser von 7 mm. Abbildung a hat an Pupille verlassen Durchmesser von 14 mm, was für Astronomie Zwecke führen zu einem Lichtverlust von 75%. Abbildung b hat einen Austrittpupille von 6,4 mm, wodurch das volle 100% des beobachtbaren Lichts vom Beobachter wahrgenommen werden kann.

Bildskala

Bei Verwendung eines CCD zum Aufzeichnen von Beobachtungen wird der CCD in die Fokusebene platziert. Bildskala (manchmal genannt Plattenskala) Wie sich die Winkelgröße des beobachteten Objekts mit der physikalischen Größe des projizierten Bildes in der Fokusebene bezieht

${\ displayStyle i = {\ frac {\ alpha} {s}},}$

wo ${\ displayStyle i}$ ist die Bildskala, ${\ displayStyle \ alpha}$ ist die Winkelgröße des beobachteten Objekts, und ${\ displayStyle S}$ ist die physische Größe des projizierten Bildes. In Bezug auf die Brennweite der Bildskala ist

${\ displayStyle i = {\ frac {1} {f}},},}$

wo ${\ displayStyle i}$ wird in Radians pro Meter (rad/m) gemessen und ${\ displayStyle f}$ wird in Metern gemessen. Normalerweise ${\ displayStyle i}$ ist in Einheiten von ArcSeconds pro Millimeter ("/mm) angegeben. Wenn also die Brennweite in Millimetern gemessen wird, ist die Bildskala

${\ displayStyle i \ (''/\ mathrm {mm}) = {\ frac {1} {f \ (\ mathrm {mm})} \ links [{\ frac {180 \ Times 3600 {{\ pi} }\Rechts].}$

Die Ableitung dieser Gleichung ist ziemlich einfach und das Ergebnis ist das gleiche für die Reflexion oder das Brechen von Teleskopen. Konzeptionell ist es jedoch einfacher, ein reflektierendes Teleskop zu berücksichtigen. Wenn ein erweitertes Objekt mit Winkelgröße ${\ displayStyle \ alpha}$ wird durch ein Teleskop beobachtet, dann aufgrund der Reflexionsgesetze und Trigonometrie Die Größe des auf die Schwerpunktebene projizierten Bildes wird sein

${\ displayStyle s = \ tan (\ alpha) f.}$

Die Bildskala (Winkelgröße des Objekts geteilt durch die Größe des projizierten Bildes) wird sein

${\ displayStyle i = {\ frac {\ alpha} {s}} = {\ frac {\ alpha} {\ tan (\ alpha) f}},},},},}$

und durch Verwendung der kleinen Winkelbeziehung ${\ displayStyle \ tan (a) \ ca. a}$, Wenn ${\ displayStyle a \ ll 1}$ (N.B. nur gültig, wenn ${\ displayStyle a}$ ist in Radians), wir erhalten

${\ displaystyle i = {\ frac {\ alpha} {\ alpha f}} = {\ frac {1} {f}}.}$

Unvollkommene Bilder

Kein Teleskop kann ein perfektes Bild bilden. Selbst wenn ein reflektierendes Teleskop einen perfekten Spiegel haben oder ein refraktierendes Teleskop eine perfekte Linse haben könnte, sind die Auswirkungen der Aperturbeugung unvermeidlich. In Wirklichkeit gibt es nicht perfekte Spiegel und perfekte Objektive, also Image Aberrationen Zusätzlich zur Blendenbeugung muss berücksichtigt werden. Bildaberrationen können in zwei Hauptklassen unterteilt werden, monochromatisch und polychromatisch. Im Jahr 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821–1896) zersetzten die monochromatischen Aberrationen erster Ordnung in fünf Ver Aberrationen der Bestandteile. Sie werden jetzt allgemein als die fünf Seidel -Aberrationen bezeichnet.

Die fünf Seidel -Aberrationen

Sphärische Aberration

Der Unterschied in der Brennweite zwischen paraxialen Strahlen und Randstrahlen, proportional zum Quadrat des Objektivdurchmessers.

Koma

Ein Defekt, durch den Punkte als kometische asymmetrische Lichtflecken mit Schwänzen erscheinen, was die Messung sehr ungenau macht. Seine Größe wird normalerweise aus dem abgeleitet Optischer Sinus -Theorem.

Astigmatismus

Das Bild eines Punktes bildet Fokuslinien im Sagittal- und Tangental -Schwerpunkt und zwischen (in Abwesenheit von Koma) einer elliptischen Form.

Krümmung des Feldes

Das Petzval Feldkrümmung bedeutet, dass das Bild, anstatt in einer Ebene zu liegen, tatsächlich auf einer gekrümmten Oberfläche liegt, die als hohl oder rund beschrieben wird. Dies verursacht Probleme, wenn ein flaches Bildgebungsgerät verwendet wird, z. B. eine fotografische Platte oder ein CCD -Bildsensor.

Verzerrung

Entweder Lauf oder Nadelkissen, eine radiale Verzerrung, die bei der Kombination mehrerer Bilder korrigiert werden muss (ähnlich wie mehrere Fotos in a Panorama -Foto).

Optische Defekte sind immer in der obigen Reihenfolge aufgeführt, da dies ihre gegenseitige Abhängigkeit als Aberrationen erster Ordnung über Bewegungen der Ausgangs-/Eingangspupillen ausdrückt. Die erste Seidel-Aberration, die sphärische Aberration, ist unabhängig von der Position des Austrittspupille (da sie für axiale und extraaxiale Stifte gleich ist). Das zweite Koma ändert sich in Abhängigkeit von der Pupillenentfernung und der kugelförmigen Aberration, daher das bekannte Ergebnis, dass es unmöglich ist, das Koma in einer Linse frei von kugelförmiger Aberration zu korrigieren, indem sie einfach den Pupille bewegt. Ähnliche Abhängigkeiten beeinflussen die verbleibenden Aberrationen in der Liste.

Chromatische Aberrationen

Vergleich eines idealen Bildes eines Rings (1) und einer mit nur axial (2) und nur transversaler (3) chromatischer Aberration

Längsschnitt chromatische Abweichung: Wie bei der sphärischen Aberration ist dies für axiale und schräge Stifte gleich.

Querchromatische Aberration (chromatische Aberration der Vergrößerung)

Astronomische Forschungsteleskope

Zwei der vier Einheiten Teleskope, aus denen sich die ausmachen Eso's VltAuf einem abgelegenen Berggipfel 2600 Meter über dem Meeresspiegel in der chilenischen Atacama -Wüste.

Seit der Erfindung im frühen 17. Jahrhundert wurden in der astronomischen Forschung optische Teleskope verwendet. Im Laufe der Jahre wurden viele Arten in Abhängigkeit von der optischen Technologie konstruiert, z. Weltraumteleskope. Einige werden durch die Aufgabe eingestuft, die sie ausführen, wie z. Solarteleskope.

Große Reflektoren

Fast alle großen astronomischen Teleskope in Forschungsgrade sind Reflektoren. Einige Gründe sind:

• In einer Linse muss das gesamte Materialvolumen frei von Unvollkommenheit und Inhomogenitäten sein, während in einem Spiegel nur eine Oberfläche perfekt poliert werden muss.
• Das Licht verschiedener Farben bewegt sich bei unterschiedlichen Geschwindigkeiten durch ein anderes Medium als ein Vakuum. Dies bewirkt chromatische Abweichung.
• Reflektoren arbeiten in einem breiteren Spektrum von Licht, da bestimmte Wellenlängen absorbiert werden, wenn sie durch Glaselemente geleitet werden, wie in einem Refraktor oder Catadioptric.
• Es gibt technische Schwierigkeiten bei der Herstellung und Manipulation von Objektiven mit großem Durchmesser. Einer von ihnen ist, dass alle wirklichen Materialien in der Schwerkraft hängen. Ein Objektiv kann nur von seinem Umfang gehalten werden. Ein Spiegel hingegen kann von der gesamten Seite gegenüber seinem reflektierenden Gesicht gestützt werden.

Vergleich der nominalen Größen von Primärspiegeln einiger bemerkenswerter optischer Teleskope

Die meisten großen Forschungsreflektoren arbeiten je nach Art und Größe des verwendeten Instruments in verschiedenen Brennebenen. Einschließlich der Hauptfokus des Hauptspiegels die Cassegrain Focus (Licht sprang zurück hinter dem primären Spiegel) und sogar außerhalb des Teleskops zusammen (wie die Nasmyth und Coudé Focus).^[28]

Eine neue Ära der Teleskopherstellung wurde durch die eingeweiht Mehrfachspiegel -Teleskop (MMT), mit einem Spiegel, der aus sechs Segmenten besteht, synthetisiert einen Spiegel von 4,5 Meter Durchmesser. Dies wurde nun durch einen einzelnen 6,5 m -Spiegel ersetzt. Auf sein Beispiel folgte die Keck Teleskope mit 10 m segmentierten Spiegeln.

Die größten aktuellen bodengestützten Teleskope haben a Primärspiegel von zwischen 6 und 11 Metern im Durchmesser. In dieser Generation von Teleskopen ist der Spiegel normalerweise sehr dünn und wird von einer Reihe von Aktuatoren optimal gehalten (siehe aktive Optik). Diese Technologie hat neue Designs für zukünftige Teleskope mit Durchmessern von 30, 50 und sogar 100 Metern angetrieben.

Harlan J. Smith Teleskop Reflexionsteleskop bei McDonald Observatory, Texas

In jüngster Zeit wurden relativ billige, massenproduzierte ~ 2-Meter-Teleskope entwickelt und haben erhebliche Auswirkungen auf die Astronomieforschung. Diese ermöglichen es, viele astronomische Ziele kontinuierlich zu überwachen und große Bereiche des Himmels zu befragen. Viele sind Roboter -Teleskope, Computer über das Internet gesteuert (siehe z.B. das Liverpool Teleskop und die Faulkes Teleskop nach Norden und Süden), die automatisierte Follow-up astronomischer Ereignisse ermöglichen.

Anfangs der Detektor in Teleskopen verwendet war die menschliches Auge. Später die sensibilisierten fotografische Platte nahm seinen Platz ein und die Spektrograph wurde eingeführt, was die Sammlung spektraler Informationen ermöglichte. Nach der fotografischen Platte, aufeinanderfolgende Generationen elektronischer Detektoren, wie die Ladungsgekoppelte Gerät (CCDs) wurden perfektioniert, jeweils mit mehr Empfindlichkeit und Auflösung und häufig mit einer breiteren Wellenlängenabdeckung.

Aktuelle Forschungsteleskope haben mehrere Instrumente zur Auswahl:

• Bilder unterschiedlicher spektraler Reaktionen
• Spektrographen, nützlich in verschiedenen Regionen des Spektrums
• Polarimeter, die Licht erkennen Polarisation.

Das Phänomen der optischen Beugung legt eine Grenze für die Auflösung und Bildqualität fest, die ein Teleskop erreichen kann, was der effektive Bereich der ist Luftige Scheibe, was begrenzt, wie nahe zwei solcher Discs platziert werden können. Diese absolute Grenze wird als die genannt Beugungsgrenze (und kann von der angenähert werden Rayleigh -Kriterium, Dawes Grenze oder Sparrows Auflösungsgrenze). Diese Grenze hängt von der Wellenlänge des untersuchten Lichts ab (so dass die Grenze für rotes Licht viel früher als die Grenze für blaues Licht erfolgt) und auf dem Durchmesser des Teleskopspiegels. Dies bedeutet, dass ein Teleskop mit einem bestimmten Spiegeldurchmesser theoretisch bis zu einer bestimmten Grenze bei einer bestimmten Wellenlänge auflösen kann. Für konventionelle Teleskope auf der Erde ist die Beugungsgrenze für Teleskope, die größer als etwa 10 cm sind, nicht relevant. Stattdessen die Sehenoder durch die Atmosphäre verursachte Unschärfe setzt die Auflösungsgrenze. Aber im Raum oder wenn Adaptive Optik Es ist manchmal möglich, dann die Beugungsgrenze zu erreichen. An diesem Punkt muss bei dieser Wellenlänge eine größere Auflösung benötigt, ein breiterer Spiegel gebaut oder eine Apertur -Synthese unter Verwendung einer Reihe nahe gelegener Teleskope durchgeführt werden.

In den letzten Jahren eine Reihe von Technologien, um die Verzerrungen zu überwinden, die durch verursacht werden Atmosphäre Auf bodengestützten Teleskopen wurden mit guten Ergebnissen entwickelt. Sehen Adaptive Optik, Speckle -Bildgebung und Optische Interferometrie.

Siehe auch

Verweise

Externe Links

Medien im Zusammenhang mit optischen Teleskopen bei Wikimedia Commons

• Anmerkungen zur Amateur -Teleskopoptik
• Online -Teleskop -Mathematikrechner
• Die Lösung eines Teleskops
• SkyandTelescope.com - Was zu wissen (über Teleskope)