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Star Testing Astronomical Telescopes (I ed.)
Star Testing Astronomical Telescopes
Un manuale per la valutazione ottica
e regolazione
Stella di prova
Astronomico
Telescopi
Un manuale per la valutazione ottica
e regolazione
Harold Richard Suiter
Pubblicato da:
Willmann-Bell, Inc.
P. 0. Box 35025
Richmond, Virginia 23235
Stati Uniti d'America
Pubblicato da Willmann Bell, Inc.
PO Box 35025, Richmond, Virginia 23235
Copyright © 1994-2001 di Harold Richard Suiter Primo
Edizione Italiana Quinta ristampa maggio 2001
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nessuna parte di questo libro può
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Inc., PO
Box 35025, Richmond, VA 23235.
Stampato negli Stati Uniti d'America
Library of Congress Catalogare-in-pubblicazione di dati.
Bicolore, Harold Richard.
Stella test telescopi astronomici: un manuale per
valutazione ottica e regolazione / Harold Richard Suiter. - 1 ° ed. inglese.
p. cm.
Include riferimenti bibliografici e indice.
ISBN 943396-44-1
1. Telescopi - Test - manuali di Amatori.
Titolo I..
QB88.S85 1994
522 '.2 '0287 - dc20
94-30450
CIP
Prefazione
Nello scrivere questo libro, Dick Suiter ha creato una risorsa importante per
astronomia amatoriale. Questo è un libro che aiuterà ogni costruttore di telescopi, ogni
proprietario telescopio, e ogni serio osservatore imparare ciò che il telescopio è
veramente bella
in grado di, e come ottenere dai loro telescopi il meglio possibile
immagini. Se sei un astronomo dilettante, sia un principiante o esperto crudo, questo
libro è importante perché spiega come ottenere il massimo dal vostro telescopio.
Ciò che rende la star test così notevole è che è sia molto facile e molto
sensibile. La star test è così semplice che probabilmente stai già usando, anche se
non si è pienamente consapevoli di farlo. Ogni volta che si osserva, infatti, ogni volta
che
si guarda attraverso il telescopio di vedere come la luce delle stelle si riunisce per
formare un
stella immagine. Questo libro ti insegna come interpretare ciò che si vede in modo
obiettivo
e modo significativo.
Per eseguire il test stella, è sufficiente osservare una stella con un moderatamente alta
potere oculare, prestando attenzione alla immagine su entrambi i lati di
messa a fuoco. I modelli che vedete nella mirato e out-of-focus immagini stellari vi dico
se il telescopio è allineato per le massime prestazioni, se la
atmosfera è costante, e quando il telescopio è raffreddato ed è pronta a fare la sua
migliore. La star test dura solo un attimo, e perché è così disponibile, prova stelle
diventa una parte normale della vostra routine di osservazione.
Ho corrispondenza con Dick Suiter oltre una dozzina di anni fa, quando ho concente di lui per un breve star-test articolo che finalmente è stato pubblicato nel
Astronomia. Da allora ha sempre mi ha colpito con la sua capacità di fondere
teoria astrusa con telescopio pratico fare. Il libro avete ora non è
eccezione: Dick ha combinato modelli sofisticati computer con i piedi per
terra consiglio che è possibile utilizzare per ulteriori informazioni sul telescopio. Le
centinaia
di illustrazioni ha creato consentono di riconoscere l'intera gamma di fattori
che possono influenzare le prestazioni del telescopio. Ciò rende questo pesante roba
libro
in una forma che chiunque può capire.
Per darvi un'idea di come test stella può aiutare, vorrei descrivere come mi
hanno utilizzato test di stelle per ottenere prestazioni di massimo livello dal mio primo
grande
iii
iv
telescopio, a 20 cm f / 5 con un montaggio dobson. Al momento ho costruito,
Dobsoniani erano abbastanza nuovo, e le informazioni totale quindi pubblicato su
rendendo questi grandi, alt-az strumenti avrebbe appena riempito un opuscolo. Io
ha reso tutto più grande, più spesso, e più forte del necessario. Anche se la mia
presa luce telescopio recentemente completato era meraviglioso, naturalmente, le sue
stelle, le immagini
erano spesso fiacco fino a quando il troppo pesante struttura di raffreddamento.
Il primo anno ho usato il telescopio, ho provato stelle regolarmente e, dall'aria
correnti che ho visto nelle immagini extrafocal, dedurre che sia lo specchio e il tubo
stati raffreddamento troppo lentamente, e che lo specchio raffreddato più lentamente
rispetto al tubo. Io
installato un ventilatore dietro lo specchio per aspirare aria attraverso il tubo e il
specchio. Ha funzionato meravigliosamente! Con le correnti d'aria notevolmente ridotto,
stella testing
ora si rivela un po 'di aberrazione sferica, anche se difficilmente tale da interferire
con la maggior parte l'osservazione del cielo profondo. Ho discusso per qualche tempo
se il problema
merita particolare attenzione e, infine, aveva la refigured primario.
Il risultato è stato molto soddisfacente. Con la ventola di raffreddamento e un quasi
perfetto
specchio, il mio grande Dob ora ha dato ottime immagini lunari e planetarie. Essa
sovraperformato apochromats precisione nel dare nitide e brillanti viste di Saturno e
Giove (anche se, ad essere onesti, le apo erano più piccole). Durante il 1988
opposizione di Marte, non solo ho visto Deimos e Phobos per la prima volta, ma
anche apprezzato la vista migliore che abbia mai avuto del pianeta stesso. Stella prova
attenta
ora rivelato che a volte l'ottica è apparso un po 'schiacciato. Ho seguito il
problema alla cella dello specchio, e ho trovato che se ho scosso il telescopio, lo
specchio
possa depositarsi nella sua cella e le immagini in circolazione sarebbe stata ripristinata.
Anche voi potranno beneficiare quando si diventa sensibili a ottica del telescopio
prestazioni. Se trovate che il vostro telescopio ha un problema e qualche cosa
telescopio non lo fa?-è meglio affrontare apertamente con loro. Gli aspiranti astronomi
che si rifiutano di riconoscere tali problemi tendono a smettere di usare i loro telescopi, e
alla fine perdono il loro interesse per l'astronomia. Una volta riconosciuto che un
problema
esiste, si può eventualmente utilizzare il test stella per correggerlo. Spesso, non è niente
di che
collimazione attenzione a non risolverà. Se il telescopio è ben regolati e
ottiche eccellenti, la star test confermerà questo fatto e si può rivolgere la vostra
attenzione
ad altre questioni di osservazione.
Non capita spesso che un libro unico ha le potenzialità per aprire gli occhi di un tutto
generazione di astronomi dilettanti. Credo che Stella Suiter Testing Astronomical
Telescopi è un libro. Esso contribuirà a migliorare il piacere di osservare ogni
astronomo dilettante che legge questo libro e prende a cuore.
Richard Berry
Lyons, Oregon
Page 7
Indice
Prefazione
iii
Introduzione al Autore
xi
Prefazione
xiii
1 Introduzione
1
1.1 Valutazione telescopio ......................................................................1
1,2 Test delle superfici .............................................. ..........................2
1.2.1 Fonti di errori ............................................ ....................4
1.2.2 Misure di qualità ottica ........................................... ...6
1.3 La stella Test-Una breve panoramica .......................................... ........9
1.3.1 Anelli di diffrazione ............................................. ..................10
1.4 Il motivo per il test stella ............................................ ................14
2 Un abbreviato Star-test manuale
2.1 Alcuni Preliminari necessarie .............................................. ..........17
2.2 Problemi ottici in Turno ............................................. ...................18
2.2.1 Ostruzione specchio secondario .......................................20
2.2.2 Disallineamento .............................................. .......................22
2.2.3 Movimento atmosferica e Turbolenza ................................23
2.2.4 Correnti tubi ............................................. ........................24
2.2.5 Ottica schiacciato o deformato ..........................................25
2.2.6 Aberrazione sferica ............................................. .............26
2.2.7 superfici ruvide ............................................. .....................28
2.2.8 Aberrazioni zonali ............................................. .................31
2.2.9 Turned Bordi ............................................. ........................31
2.2.10 Astigmatismo .............................................. .....................32
2,3 Osservazioni conclusive ............................................... ........................33
v
vi
3 telescopi sono filtri
3,1 percezioni della realtà .............................................. .......................37
3.2 Un Confronto con audio ............................................. .....................38
3.2.1 Apertura Diametro / formato di altoparlanti ..................................39
3.2.2 filtri colorati / Filtri equalizzatore ........................................41
3.2.3 Elaborazione immagini / Signal Processing ..................................41
3.2.4 luce diffusa / Audio rumore .......................................... ...43
3.2.5 Frequenza spaziale / risposte in frequenza audio .............45
3.3 La funzione di trasferimento di modulazione (MTF) ..................................46
3.4 Il sistema multilaterale di negoziazione in uso .....................................49
3.4.1 MTF Associata con sfocatura .....................................51
3.4.2 impilabile di sistemi multilaterali di negoziazione ...........................52
4 Diffrazione
4.1 Coordinate di Luce ............................................. ................57
4.2 La Conseguenza del filtro ............................................. ............61
4,3 Waves rinascono .............................................. ............................63
4.3.1 Diffrazione e di messa a fuoco ............................................ .......65
4.3.2 Zone Fresnel ............................................. ........................66
4.3.3 Zone di Fresnel con Defocus ........................................... ...68
4,4 nodi e ventri .............................................. ........................70
4,5 Aberrazioni-The Other funzione allievo .........................................74
5 Esecuzione del test Stella
5,1 sfocamento e sensibilità .............................................. ...............78
5.1.1 Movimento Focheggiatore Relativo a sfocamento aberrazione .......78
5.1.2 Sensibilità del test Stella .......................................... .......81
5,2 sorgenti artificiali ............................................... .............................82
5.2.1 Distanza di sorgenti artificiali ........................................... .83
5.2.2 Diametro di sorgenti artificiali ...........................................86
5.2.3 Utilizzo di una sfera riflettente invece di un foro stenopeico .............88
5.2.4 Impostazione di una fonte artificiale notturna ..........................90
5,3 Esecuzione del test .............................................. ......................91
5.3.1 8 pollici f / 6 Riflettore Newton ....................................... ..94
5.3.2 16-Inch f / 4 montato Dobson Newton ..........................97
5.3.3 6-Inch f/12 Rifrattore apocromatico ..................................98
5.3.4 8 pollici f/10 Schmidt-Cassegrain Catadiottrico ................. 100
6 disallineamento
6,1 Vista cinematica di allineamento ............................................. ..........103
6.2 Effetti del disallineamento .............................................. ............... 104
6.3 La funzione di aberrazione del newtoniano allineate ............. 106
vii
6,4 Filtrazione di un newtoniano allineate ............................................107
6,5 Allineamento tre telescopi .............................................. ...............108
6.5.1 Il riflettore di Newton ............................................ ...109
6.5.2 Il Rifrattore ............................................. ........................121
6.5.3 Lo Schmidt-Cassegrain ........................................... ..........125
7 Air Turbulence e tubi Correnti
7,1 aria come mezzo di rifrazione ............................................ ...............129
7,2 Turbulence ................................................ ..................................130
7.2.1 La funzione di aberrazione ............................................ ........131
7.2.2 Filtraggio causato dalla turbolenza .........................................136
7.2.3 Turbolenza Observing ............................................. ...........136
7.2.4 Azione correttiva ............................................. ..................138
7,3 Correnti tubo ............................................... ...............................139
7.3.1 La funzione di aberrazione ............................................ ........139
7.3.2 Filtraggio delle correnti tubo ........................................... .......140
7.3.3 Correnti tubo Osservazione ............................................ .......142
7.3.4 Azioni correttive per correnti tubo ............................143
8 Ottica schiacciato e deformato
8,1 Cause ................................................ .............................................145
8.2 La funzione di aberrazione .............................................. ...............147
8,3 Filtraggio di Ottica pizzicata ............................................. ................147
8,4 Motivi di diffrazione di Ottica pizzicata ............................................148
8,5 risolvere il problema .............................................. ............................150
9 Ostruzione e sfondo
9,1 Ostruzione centrale ............................................... ..........................153
9,2 Diffrazione Spider ............................................... ............................157
9,3 Ombreggiatura o apodizzazione .............................................. ....................160
9,4 polvere e graffi sulle ottiche ........................................... .........166
10 Aberrazione sferica
10.1 Che è l'aberrazione sferica? ............................................ ............170
10.2 Il telescopio spaziale Hubble ............................................. .........172
10,3 aberrazione sferica generalizzata .............................................. .....173
10.4 Le funzioni di aberrazione .............................................. .................174
10,5 di correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica) ...............176
10.5.1 Filtraggio di aberrazione sferica .......................................176
10.5.2 Star-test pattern di correzione degli errori ................................178
10.5.3 La stima della gravità del problema .........................179
10,6 per la correzione di prova .............................................. .......................191
viii
10,7 Higher-Order Aberrazione sferica ............................................ ....192
10.7.1 stella-Test Patterns of Higher-Order sferica Aberrazione .......194
10.7.2 Filtro di Higher-Order Aberrazione sferica ...........194
10.8 A Compact, Standard uniformi per la qualità ottica ........................196
10,9 tolleranze ............................................... ...........................198
11 zone circolari e bordi ripiegati
11,1 cause dei difetti zonali ............................................. ....................201
11,2 zone interne ............................................... ..................................204
11.2.1 Funzione aberrazione della S-Zone ........................................205
11.2.2 Filtraggio delle S-Zone .......................................... .............205
11.2.3 Rilevamento zone interne nel test Stella .......................207
11,3 Turned Bordi ............................................... ...................................209
11.3.1 Funzione Aberrazione ............................................. ..............211
11.3.2 MTF di bordo rivolto ........................................... ..........211
11.3.3 Modello Image of Turned-Down bordo ................................211
11.3.4 Rapporto segnale-rumore di un bordo rivolto ............................215
11.3.5 La larghezza del bordo rivolto ......................................... .216
11.3.6 Rimedi per bordo rivolto ........................................... .....217
12 Aberrazione cromatica
12,1 dispersione ................................................ .......................................220
12.2 La lente acromatica .............................................. ...................222
12,3 Aberrazione cromatica residua .............................................. ........224
12.4 Il Apochromat ............................................... ..............................226
12,5 Rifrattori di prova per altre aberrazioni .......................................227
12.6 La star test per effetti cromatici ........................................... ....227
12.6.1 Wedge, errori di montaggio, e Spectra atmosferica ....... 228
12.6.2 Test di Star convenzionale Astronomico Doublets visivi .........229
12.6.3 Test di Star of Apochromats o rifrattori avanzate .......231
12.6.4 Effetti cromatici negli occhi .......................................... ...232
12.6.5 L'oculare ............................................. ........................232
12,7 Conclusioni e rimedi .............................................. ...............232
13 Rugosità
13,1 Scale di rugosità ed effetti ............................................. ...........236
13.2 La terminologia di rugosità ............................................. ........238
13,3 medie dimensioni rugosità, o Ripple primario ................................239
13.3.1 La funzione aberrazione di medie dimensioni Rugosità ...241
13.3.2 Effetti filtro di medie dimensioni Rugosità ............242
ix
13.3.3 Test di Star di medie dimensioni Rugosità .............................243
13.3.4 rugosità e Turbolenza ............................................243
13,4 piccole asperità, o Microripple ..........................................246
13.4.1 La funzione di aberrazione piccole asperità ......247
13.4.2 Filtraggio delle piccole asperità ...................................247
13.4.3 Il Grande Sconosciuto ............................................ ...............248
14 Astigmatismo
14,1 astigmatismo in Eyes e Ottica Telescopio ....................................251
14,2 Cause di astigmatismo .............................................. .....................253
14,3 Funzione aberrazione di astigmatismo ............................................. .254
Filtraggio 14,4 di astigmatismo .............................................. ...................256
14,5 stella-Test Patterns ............................................. ...............................258
14,6 Identificazione in Riflettori newtoniana ...........................................258
14,7 Rifrattori o Schmidt-Cassegrain ............................................ .....263
14,8 Rimedi ................................................ ........................................264
15 Problemi accumulate ottici
15,1 Rompere il vaso ............................................. ................265
15,2 Fissaggio del telescopio .............................................. ........................269
15,3 Errori sul vetro ............................................. ............................272
15,4 Telescopi Other Testing .............................................. .............273
15,5 Quando tutto va bene ............................................. ............274
A Altri Test
Al Il test di Foucault .............................................. ..............................278
A.2 Il test Hartmann ............................................ .........................284
A.3 Risoluzione di stelle doppie ........................................... ..............286
A.4 prova geometrica Ronchi ............................................ .......................289
A.5 Interferometria .............................................. ...............................298
A.5.1 Come Interferometers funzionano? ........................................298
A.5.2 Il punto di diffrazione interferometro ..................................302
A.6 Il test Null ............................................ ......................................304
Metodi di calcolo Β
Concetti di diffrazione Bl ............................................... ........................307
B.2 le approssimazioni di Fraunhofer e di Fresnel .................................310
B.3 Calcoli immagine per aperture simmetriche .............................312
B.4 Calcoli immagine per Aperture nonsymmetric ..........................314
B.5 I programmi ............................................. ....................................316
B.5.1 Funzione allievo simmetrica ............................................ .....316
B.5.2 Funzione allievo asimmetrica ............................................ ...317
x
Β.6 Verifica della procedura numerica ..........................................317
B.6.1 Confronto di diaframma e ASYMM ...........................318
B.6.2 un confronto numerico con una soluzione analitica.......318
B.6.3 Confronto con i modelli Pubblicato .................................320
B.7 limitazioni quantitative sui programmi ...........................................320
B.8 Difficoltà di stampa ............................................ ........................324
Asse C Minore e Derivation Offset
Cl derivazione ................................................ ........................................327
C.2 Test Case ............................................. ............................................330
C.3 Approssimazioni .............................................. ................................330
Etichettatura D Motivi di diffrazione.......................................333
Ε Viaggi Oculare e aberrazione sfocamento....................................... 337
Glitter F in una sfera lucida.......................................339
G Elenco dei simboli comuni.......................................341
Glossario.......................................343
Bibliografia.......................................353
Indice.......................................359
Introduzione al Autore
Non dimenticherò mai la prima volta che ho incontrato Dick Suiter. Avevo costruito il
mio primo
telescopio, un 8 pollici Newton su un monte Dobson, in un solo fine settimana.
Il campo di applicazione 'non era un modello di arte dell'artigiano. Avevo smarrito il
buco
per il focheggiatore un paio di volte e coperto i miei errori con pezzi
di cartone. Il telescopio è stato a caso finito con un po 'di azzurro cielo
vernice casa che aveva languito nel mio garage per diversi anni.
Le mie prime incursioni nel mio cortile di utilizzare il telescopio non hanno avuto
successo.
Non riuscivo a trovare tutti gli oggetti astronomici reali con esso, e stavo per
rinunciare astronomia come hobby.
Un amico mi ha suggerito di visitare Perkins Osservatorio con il mio telescopio.
Aveva sentito dire che i membri del club di astronomia locale, il Columbus
Astronomical Society, impostare i loro piccoli telescopi all'ombra del
gigantesca cupola dell'osservatorio. Una dozzina di telescopi punteggiato la osserzione campo quella notte. Tra il gruppo era Dick Suiter, che si era guadagnato
la reputazione di un esperto locale di ottica del telescopio. Sperando che tutto il mio
problemi di osservazione potrebbe essere attribuito al ottiche male, ho chiesto di testare
Dick
il mio 'campo.
Egli brillava una torcia rossa sulla vernice blu. "Non c'è molto da guardare,"
Ho detto, imbarazzato dalla scarsa manodopera.
Girò la 'portata sul suo supporto. "Non ha importanza. Funziona bene", ha
ha detto. Mi ha insegnato come allineare il telescopio e lo ha trasformato in un luminoso
stella. Guardò attraverso l'oculare e cominciò lentamente a rack dentro e fuori.
Dopo quella che sembrò un'eternità per me (che era in realtà solo pochi minuti),
finalmente pronunciato sentenza: "Un po 'ipercorrezione con una leggermente ruvida
superficie. Buona bordo. E farò. "
"Come fa a dire a tutti che solo guardando?" Ho pensato, mentre girava la
'Spazio per la Nebulosa Anello nella Lira. Tutto lo scetticismo più è stato spazzato via
dallo splendore della vista.
Un mese dopo, stavo usando la star test per la valutazione di altre persone
telescopi. E 'così semplice da imparare. Ho costruito 50 telescopi, tutti i Dobson,
negli anni successivi, e ho provato a stella ciascuno a valutare la
xi
xii
ottiche.
Tutte queste esperienze mi ha insegnato il valore del test stella. Altri test
sono troppo complicati per il principiante o necessitino di particolari attrezzature-Ho
sempre lo scopo di costruire un tester Foucault, ma non c'è mai sembrava essere
qualsiasi
punto. Altri sono dolorosamente insensibili ai problemi inerenti sottili
alcuni telescopio specchi. (Ho visto alcuni specchi veramente terribili "passare" il
Test di Ronchi.) La prova di stella è tutto quello che ho sempre avuto bisogno.
Dick è l'ultima persona che avrebbe detto che il test è l'unica stella
test utile di uno specchio. Per esempio, esso non fornisce la quantitativa
dati necessari durante le prime fasi di specchio per capire. Tuttavia, è
straordinariamente utile nelle fasi finali, dove una macchina è specchio attento
ricerca per la verifica visiva dei dati Foucault.
Quando il nostro gruppo stava lavorando sul Columbus Astronomical Society
Da 16 pollici specchio, abbiamo ottenuto lo specchio e capito come abbiamo potuto
utilizzare il
Test di Foucault. Poi, notte dopo notte, Dick istituito l'ottica in un improvvisato
montare nel mio cortile. Con pazienza infinita e rouge, Dick fatti pochi
passaggi con l'utensile di lucidatura, stella provato, e ha fatto un paio di passi.
Il risultato finale è il miglior dilettante-made specchio che abbia mai usato. (L'
viste di cinture di Giove cloud sono da morire.) cifra finale Lo specchio è stato
verificato nel telescopio sotto le stelle. E questo è come dovrebbe essere.
Il problema più grande star test è sempre stata la mancanza di semplice,
ampiamente disponibili le istruzioni su come fare il test e chiaramente articolato
argomento per i suoi vantaggi rispetto ad altri metodi di valutazione.
È in possesso di tali istruzioni e che argomenti nelle vostre mani. Alcuni dei
voi che siete convinti che altri metodi di test sono superiori farò, lo
pensare, essere colpito da argomenti lucidi e inconfutabile di Dick per la stella
prova la sensibilità e l'utilità. Il test stelle offre una combinazione unica di
semplicità, eleganza e potenza.
Praticamente ogni astrofilo so imparato la star test da
Dick o imparato da qualcuno che ha imparato da lui. Con questo lavoro,
La pazienza di Dick e il talento per spiegare la tecnica otterrà il più ampio
pubblico che meritano.
La lezione più importante che Dick mi ha insegnato quella sera a Perkins
Osservatorio era che un buon set di ottiche, ben montato e superbamente
allineato, è un portale verso mondi infiniti. Quando il test di stella era comcompletata, Dick ei suoi amici mi ha fatto vedere decine di ammassi di stelle, nebulose,
e
galassie in mio cane dalle orecchie, strumento fatto in casa. La mia vita è stata cambiata
che
notte tanto tempo fa. Spero che il vostro sarà animata nello stesso modo, con
l'aiuto di un telescopio puntato verso l'alto multa le stelle.
Tom Burns, Direttore
Perkins Osservatorio
Prefazione
Questo libro parla di un metodo di verifica della qualità ottica dei telescopi. Essa
va sotto il nome informale di "star test", anche se probabilmente sarebbe più
accuratamente denominato "sorgente puntiforme" testing. Le stelle ragione vengono
utilizzati come oggetti di prova
non è perché ci sono così tanti, ma perché le stelle appaiono infinitamente piccolo.
Così, si comportano come veri punti. Il lavoro del telescopio, in questo caso è quello di
tracciare uno
punto in uno spazio lontano a punto dell'immagine. Stripping la complessità
l'imaging a questo compito minimale, abbiamo qualche speranza di scoprire come la
telescopio non riesce o riesce.
Il punto-sorgente test è stato utilizzato per fabbricare un telescopio nel 1722, quando
John Hadley ha usato per fare prima di un riflettore newtoniano astronomico.
Hadley impiegato una variante della star test, dal momento che la sua fonte era un foro
nelle vicinanze,
ma tutti gli elementi essenziali della star test sono stati utilizzati. Egli ha richiamato
l'oculare
entrambi i lati dell'immagine e ha ritenuto che il comportamento della luce in messa a
fuoco ciò che ha visto
su ciascun lato (King 1955).
Tuttavia, il test stella non ha mai goduto di una popolarità come unico metodo di
test durante la fabbricazione. Anche dopo esempio di Hadley, altri test sono stati
preferito. Il test stella solito non produce profili di superficie, e non è un
comoda tecnica di valutazione interna. Ciò non significa che il suo utilizzo in
realizzazione telescopio non ha avuto un paio di aderenti espliciti, ma la maggior parte la
prova stella
funzione popolare è la valutazione finale di un telescopio di lavoro completato.
Calcolo matematico della comparsa di un'immagine è possibile, ma che
non significa che sia facile. Calcoli di diffrazione, anche se concettualmente semplici,
sono
quasi intrattabili computazionalmente. Solo alcuni esempi canonici sono stati
calcolato utilizzando analitiche (ad esempio, "carta e matita") metodi. Diffrazione
dovuto
attendere che il computer elettronico moderno prima che i casi di interesse generale per
utenti telescopio sono stati risolti da qualsiasi ma il più resistente e persistente ottica
teorico.
Questa difficoltà spiega la rarità delle istruzioni buone
visualizzazione varie aberrazioni. Ogni posizione defocus richiede una separata, lunga
calcolo. Non c'è da meravigliarsi che i modelli di diffrazione derivanti da aberrazioni
raramente sono stati calcolati prima della ascesa di calcolo
xiii
xiv
macchine.
Invece, gli osservatori invocata per un intero secolo sulla enciclopedica esperienza e abilità disegno di un individuo, H. Dennis Taylor. Nel 1891, ha
ha pubblicato un piccolo libro con una serie di star-test disegni riprodotti fotograficamente e incollato nel frontespizio (Taylor 1983).
1
Questi disegni
sono state ristampate molte volte, e Taylor le descrizioni sono state
riassunti in una serie di libri (ad esempio, Twyman 1988, Campana 1922, e
Ingalls 1976).
Piccolo libro di Taylor è fortemente orientato verso i rifrattori che domignato la comunità astronomica del suo tempo. Essa non si occupa di problemi che compaiono più frequentemente nei riflettori, come l'ostruzione e girareverso il basso margine. In quanto tale, i disegni di Taylor hanno portato gli osservatori a
sete di più.
Tra gli altri obiettivi, questo libro è un tentativo di modernizzare ed estendere Taylor di stelle-test descrizioni. Si riempie in gran parte della performance riflettore che
è stato trascurato nel suo lavoro seminale.
Durante il secolo dal libro di Taylor è stato pubblicato, ci sono stati
poche opere che fare esclusivamente con la star test. WT Welford (1978)
pubblicato un articolo di rassegna in cui ha riassunto la letteratura sparse sul
la tecnica. Ha di nuovo dovuto ripiegare alle descrizioni verbali, perché
non in possesso di un metodo per rendere graficamente le immagini stellari complesse.
Uno dei fattori che consentono di questo libro è una grafica computerizzata
arti di lingua. Le immagini di diffrazione calcolate qui sono composti nella
linguaggio chiamato PostScript, da Adobe Systems, Incorporated. PostScript
permette di calcolare la luminosità di un pixel e posizionarlo nell'immagine
nella sua posizione precisa. Nessuna figura di diffrazione in questo libro è stato redatto
a mano o in altro modo rappresenta uno sforzo fallibile ritocco. Questa affermazione
non implica che le immagini viste in questo libro sono perfetti. Hanno
preferenze di contrasto e le inevitabili errori di campionamento, così come l'
imperfezioni di non sapere esattamente ciò che verrà stampato sul finale
pagina. Almeno, tutti gli errori sono uniformemente applicato a ciascun pixel dei
fotogrammi.
Le immagini calcolati in questo libro sono il più vicino per correggere otticamente come
editore e posso fare. L'obiettivo da sempre è quello di convincervi che
queste immagini sono autentici, se non vero e proprio.
Con questa enfasi sulla grafica in mente, il libro è stato stampato
il costoso carta lucida. Questo tipo di carta è abitualmente riservata
lastre fotografiche e viene in genere utilizzato solo per pochi fogli. Lucido
carta viene utilizzata qui perché offre una vasta gamma dinamica gloriosamente. Questo
carta è molto denso e confezioni più strettamente di carta libro ordinario. Come
Di conseguenza, questo volume è superficialmente più sottile rispetto ai suoi 380 e rotte
pagine
indicherebbe. Spero che questa compattezza permetterà anche tester per il trasporto
1
Edizioni più recenti non hanno questo piatto. Si riproducono la foto su un circuito
stampato
pagina.
Page 17
xv
il libro per osservare i siti più facilmente di quello che altrimenti potrebbe.
Questo libro è stato scritto per l'astronomo dilettante con un telescopio
di piccole e medie dimensioni (aperture a meno di 20 centimetri o giù di lì). Il libro
possono occasionalmente essere utile per gli astronomi professionisti ed esperti ottici,
anche se il primo di solito hanno a che fare con le peculiarità di imaging
telescopi enormi e queste ultime potrebbero avere già formate diverse opinioni
su molti dei temi. Di fronte alla scelta di rigore contro il chiaro
esposizione, ho quasi sempre optato per la chiarezza. Così, il libro assomiglia
più un punto di vista personale che un documento autorevole.
Ho cercato di mantenere gli aspetti meno istruttivi di Huygens-Fresnel
diffrazione teoria sul retro del libro. Tuttavia, non era disposto a gettare
fuori del tutto.
In caso contrario, la maggior parte del libro sarebbe assomigliava
un'asserzione freddo, lasciando il lettore a credere o non credere a me.
Sono stato
anche disposto a rimuovere completamente le equazioni dalla discussione centrale,
ma cerco di limitare a chiarire temi importanti. Il lettore necessità
non comprendere la matematica nel corpo del testo per usare la stella
testare in modo efficace, ma più completa comprensione delle cause e degli effetti
premierà
coloro che hanno studiato queste discussioni. Appendice Β è solo per quelli
volendo conoscenza dettagliata del modo in cui queste figure sono state complicate
generato. E non è affatto "necessario". Appendice D, invece,
è utile per i lettori occasionali, perché contiene la descrizione di etichettatura per
le stelle-test figure. Spiega il modo in cui io "jack-accoltellato", il
regione focale per adattarlo a una pagina stampata. Assicurati di consultarlo quando
finalmente
incontrare queste figure.
Alcuni mi accusano di cercare di accendere un fuoco sotto i produttori, ma
che non è mia intenzione. La mia motivazione è quasi il contrario. Troppo a lungo
produttori state costrette a fare ottiche del telescopio inferiori perché la loro
i clienti acquistano telescopi il loro modo di comprare un sacco di patate, sulla base di
prezzo da solo. Se gli acquirenti non possono determinare la qualità ottica, altri meno
importanti
fattori (quali il prezzo) diventano l'unico criterio nella loro decisione. Quello che sto
fare è mettere un metodo affidabile di prova in mano al cliente. La stella
prova consentirà loro di stabilire che B Marca, che costa un po 'di più,
è davvero un prodotto migliore di marca Produttori A. può tornare-con
po 'di sollievo, senza dubbio, a rendere ottica di qualità, ed i loro clienti saranno
essere in grado di capire la differenza.
Vorrei ringraziare l'esercito di persone che mi hanno aiutato con questo
libro. Non è possibile elencare tutti qui, ma vorrei menzionare la seguente
contributi in particolare:
Bob Bunge, Peter Ceravolo, e Bob Gent per aver gentilmente mi fornisce
con vari riferimenti.
Ray Lim per l'individuazione di eventuali errori tipografici nel difficile matematicaPage 18
xvi
ical appendici.
Ε. Wolf e R. Kingslake per uscire di tutto per aiutarmi a
ristampa autorizzazione una delle figure in Appendice B.
Skilled specchio-maker Bill Herbert per la sua prova di Foucault e Ronchi
fotografie.
Editor Tom Burns per convertire i miei meandri di cooperare ragionevolmente
Herent inglese.
Diane Lucas, Richard Berry, Michael Brunn, Richard Buchroeder,
Roger Sinnott, e Bill Zmek per il lavoro poco invidiabile di fare dettagliate
lettura tecnica sul mio manoscritto.
Grazie a queste persone, il libro è più preciso e molto più chiara. (Of
Naturalmente, gli eventuali errori che rimangono sono strettamente colpa mia.)
HRS
Panama City, Florida
Aprile 1994
Page 19
Capitolo 1
Introduzione
1,1 Telescopio di valutazione
Sto per raccontarvi un fatto poco noto. Telescopi sono facili da verificare. Tutto ciò che
è richiesto è un buon oculare ad alto ingrandimento, una stella o una posizione comoda
pinhole illuminato, e un po 'di esperienza. In realtà, i telescopi sono così facili da testare
che vi consiglio di controllare il treno ottico del telescopio ogni volta che si
usarlo, come monitor di allineamento, adeguato supporto ottico, ed atmosferico
condizioni.
Si noterà che i metodi proposti in questo libro sono molto
diverso dai metodi produttori telescopio utilizzare. Telescopio di fabbricazione, come
in contrasto con la valutazione telescopio, è necessario che le misure correttive essere
indicato. Quindi, responsabili telescopio favorire metodi che portano ai profili del
superfici ottiche, o almeno gli errori nella pendenza di tali superfici. Essi possono
utilizzare
tali informazioni per decidere dove devono rimuovere le piccole quantità di vetro
durante il passo successivo capire.
Tali metodi richiedono attrezzature specializzate, e soprattutto si
richiedono competenze apprese meglio al gomito di un esperto. Prove di negozio di
ottica tendono a
richiedono delicate interpretazioni visive, e qualcuno di solito fisicamente
dimostrare il test a una persona inesperta.
Valutazione telescopio, invece, è un test di un prodotto finito. Essa
richiede poca o nessuna attrezzature specializzate. Il valutatore importa poco come un
pezzo ottico può essere migliorata. Il test è puramente un sì-nessuna decisione è: ottica
allenati abbastanza bene per trasmettere l'immagine o non è vero? La valutazione
abbraccia l'intero percorso ottico, anche gli elementi non abitualmente
incluso nel telescopio, dall'alto dell'atmosfera all'occhio del
osservatore.
Il test valuta stelle telescopi nella loro configurazione finale, facendo proprio
quello che avevano lo scopo di fare. La star test non è facilmente modulabile
1
Page 20
2
Capitolo 1. Introduzione
a numeri, ma è molto sensibile. Un telescopio che "passa" la necessità di star test
non può essere valutata con una prova al banco. Ha già incontrato il criterio più rigoroso
necessario per fornire immagini bellissime.
Il test stella è un esame della immagine di una sorgente puntiforme, più
comunemente una stella, sia a fuoco e su entrambi i lati della focalizzazione. Il potere
della stella
prova è contenuta in questo semplice movimento dell'oculare per esaminare la espanso
disco di diffrazione su entrambi i lati della focalizzazione. Non solo è il posto più grande
e più estesa
quindi più facile da vedere (i dischi di diffrazione mirati di maggior parte dei telescopi
astronomici
sono piccoli), si "dispiega" in una rappresentazione unica delle aberrazioni che hanno
causato
esso. In particolare, un out-of-focus immagine circolare appare simile al piccolo pari
distanze all'interno e all'esterno del punto focale, ma solo se le ottiche sono eccellenti.
1
I dischi espanso appare diverso se ogni aberrazione è degradante la
sistema. La sensibilità di questo test è fenomenale. Il mio primo specchio era un 200 mm
f / 6 riflettore che mostra regolarmente eccellenti immagini dei pianeti, ma ancora solo
passa a malapena la star test. Essa mostra un po 'di inclinazione verso ipercorrezione,
rugosità, e un bordo risvoltato.
Il telescopio viene automaticamente disposta a fare star test e il test è
condotta con tutti gli elementi ottici in posizione. Molti dei difetti ottici
discusso in questo libro non hanno nulla a che fare con gli errori sul vetro, e non sarebbe
addirittura sono stati rilevati nelle prove del negozio durante la fabbricazione. Per
esempio, la
Riflettore 200 millimetri sopra menzionato viene accuratamente tenuto in un 9-point
supporto dello specchio,
e mostra ancora alcune prove leggero che i cali specchio nella sua cella.
Si crescerà contare sulla star test come controllo dell'allineamento. Un rapido giro
sul focheggiatore è tutto ciò che serve per verificare che il disallineamento non
disturbare
le immagini. Arriverete a dipendere l'aspetto di fuori-fuoco immagini
vedere ciò che sta accadendo nell'atmosfera superiore. Vedendo bene viene e
va, è possibile spostare pianificazione osservando quella sera di sfruttare
tranquillità superiore.
1,2 Test delle Superfici
Si può giustamente sospettare che i telescopi non sono facili da fare. L'obiettivo,
o principale elemento ottico, di un telescopio astronomico contiene la più accurata
macroscopici superfici solide ancora plasmato da esseri umani. Tipico
___________________________________
1
A questo punto, la terminologia dovrebbe essere definito per evitare confusione
successiva. In tutti gli ulteriori
discussione, l'immagine si dice che sia "fuori fuoco" se è sfocata in entrambe le
direzioni. "Inside focus"
significa che piano focale dell'oculare è posto tra l'elemento principale ottico e messa a
fuoco, "al di fuori
messa a fuoco "indica che l'oculare è ritirata al di là di messa a fuoco." In primo piano
"e" concentrato "vengono utilizzati come
sinonimi, il che significa che un oggetto puntiforme si concentra alla sua dimensione
minima.
Page 21
1,2. Test delle Superfici
3
tolleranze sono mille volte più piccole delle precisioni usuali di metallo a
taglio tornio.
Come mezzo di confronto, immaginiamo la superficie di un comune 200 mm
(8 pollici) specchio del telescopio esteso a 1 miglio (1,6 km). Se questo specchio avuto
rapporto di spessore abituale di piccoli specchi, sarebbe 880 metri di spessore (268
m). In
comune metal-shop pratica, è normale macchina tale da 8 pollici ad una superficie
millesimo di pollice, o ad una precisione scala di 8 pollici. Una lunghezza d'onda di luce
si espande da 0.000022 pollici a 0,17 pollici (4,4 mm) a questa scala. Il
l'errore massimo tollerabile ottica su una superficie così sarebbe solo 0,55 mm, o
circa
2
/
100
pollici. Ottica Premium sarebbe fatto con una precisione di meno di
0,01 pollici (0,25 mm)-un gioco-card errore di spessore su un disco un miglio
e 300 metri di altezza.
Chiaramente, test di precisione tale superficie non è banale. Pinze comune, un
dispositivo di misurazione dei macchinisti, ha una precisione massima di solo circa il 10
micrometri (micron), o circa 20 lunghezze d'onda della luce verde. Anche se
sufficientemente
pinze accurati fosse possibile, si avrebbe il problema aggiuntivo di
ripetutamente immissione in superficie curva. La diffusione di misurazioni
in misura decisiva la precisione intrinseca dello strumento di misura.
Ovviamente, qualche dispositivo o tecnica che può percepire micro-deformazioni
sulla superficie è necessaria. La luce stessa è lo strumento più appropriato. Meno certo è
il modo preciso di usare la luce per far emergere questi difetti senza esigere la
stesse misure rigorose come misurare il profilo della superficie di contatto fisico.
Ad esempio, non è difficile di trovare modi completamente inutili per
misura superfici. Si potrebbe posizionare una sorgente puntiforme di luce (ad esempio,
un pinhole) a uno
lato di uno specchio (vedi fig. 1-1) e sono ad un punto su uno schermo. Spostando il
mascherare intorno rispetto all'obiettivo, abbiamo potuto vedere come il punto è stato
costretto a cambiare.
In linea di principio, questo metodo contiene tutte le informazioni di errore, ma non è l'
modo più semplice di procedere. Lo spot è fuzzy, il sistema è difficile da allineare e
fuoco, e le misurazioni sono difficili da ridurre perché sono portati lontano
dall'asse ottico. La posizione del punto è dominato dalla complessiva
curvatura delle superfici ed i movimenti della maschera, piuttosto che l'interessante
deviazioni dalla curvatura. Il modo per eseguire una accurata e semplice
prova interpretato elimina le difficoltà di primo ordine, come la curvatura innata di
la superficie. Si è fatto meglio lungo l'asse ottico sia presso il fuoco o l'
centro di curvatura della lente o specchio.
Test accurati sono possibili quando i punti di forza della geometria di prova sono
sfruttati. Il test inutili in Fig. 1-1 diventa il test molto accurato caustica
quando l'immagine viene spostata posto vicino al centro di curvatura e la
Page 22
4
Capitolo 1. Introduzione
Fig. 1-1. Un accordo di test mal progettata. Allineamento, messa a fuoco, e dei dati, la
riduzione sarebbe un
incubo anche se la prova contiene tutte le informazioni necessarie per dedurre la forma
della superficie
lo specchio.
sensore è dotato di una lama di coltello o filo.
1.2.1 Fonti di errori
Precisione della forma di superficie è una funzione della rigidità del materiale e la
definizione di ciò che significa la precisione della superficie. Per esempio la maggior
parte, il macchinista
blocchetti e lastre superficie piana, gli standard assoluti da cui controllare
i loro strumenti di misura, sono pezzi rettangolari di acciaio. L'acciaio è un piuttosto
rigide
materiali e macchinisti pensare acciaio come in grado di mantenere la sua forma. Queste
blocchi sono più che sufficienti accurate per il tipo di precisione richiesto in
lavorazione finché la temperatura della stanza non varia troppo. Per
uso ottico, tuttavia, la scala di precisione è molto più piccolo.
Microscopicamente, un blocco di acciaio espande sotto riscaldamento. Le sue
dimensioni lineari
dipendono dalla temperatura ambiente. Questo cambiamento non si dovrebbe incidere
prestazioni ottiche dopo tutto, una sfera è ancora una sfera, anche se ha un po '
diverso raggio. Ma al variare della temperatura, porzioni del metallo cambiare
velocemente
e tensioni interne costruire. La superficie leggermente fibbie esempio la temperatura
il pezzo non uniforme segue rapido cambiamento della temperatura esterna.
Page 23
1,2. Test delle Superfici
5
Analogamente, vetro deforma sotto riscaldamento. Sebbene si gonfia meno di metallo,
la conducibilità termica del vetro è inferiore e ha un problema eliminando
calore. Specchi sono tipicamente rivestiti su un lato di metalli, che complica l'
loro modo di irradiare energia. La temperatura del vetro è una complessa funzione di
radiazione termica, raffreddamento ad aria convettivo, e la conduzione attraverso il
relativamente
alcuni punti in cui il disco ottico è supportato.
Vetro non solo cambia forma a caldo, si deforma sotto pressione. La
modo utile di vedere dischi di vetro alla scala lunghezza d'onda è di pensare a loro come
fogli di gomma. Se si preme sulla parte superiore, la superficie va giù. Se si
errato sostenere il fondo, i cali intero disco e la superficie superiore sarà
deformare. Pezzi sottili sono più difficili da tenere piatto di pezzi di spessore, grossi
pezzi di più
difficile di quelli piccoli. Le cellule che contengono ottica non deve schiacciare o
deformare loro.
Nessun processo è così stressante per ottiche come fabbricazione. Semplice macinazione
ha anche un
poche insidie. Dire che un disco specchio ha una leggera curvatura cilindrica
sulle posteriori lato-da rocce sul supporto invece di sedersi piatto. Sotto l'
pressione di macinazione, deformerà del suo "backbone" e soffrono
curvatura astigmatico quando la pressione si riduce.
La fase di fabbricazione in cui la maggior parte degli errori provengono, tuttavia, è
lucidatura. Essa
si svolge il campo di lucidatura, un materiale che non si comprende appieno. Un po 'di
ottici con esperienza hanno imparato i limiti e il comportamento generale del campo, ma
anche dopo anni di esperienza, sono spesso sorpresi dalla sua natura instabile.
Passo è un fluido altamente viscoso utilizzato in uno strato sottile (3-6 mm) che copre un
disco usato come strumento. Questa superficie lappatura (o "giro di pista") di solito è
tratteggiata con
scanalature che permettono al fluido di diffondere e conformarsi più facilmente al lucido
superficie. Passo si comporterà più o meno come un solido a velocità elevate e come
liquido a
basse velocità. Ad esempio, se si ha colpito con un martello, si frantuma. Posare un
bastone di
passo pura attraverso il bordo di una ciotola, però, e alla fine troverete la sua esecuzione
al fondo.
Durante la lucidatura, in polvere grani abrasivi affondare nella superficie campo dove
sono detenuti come raschiatori microscopici. Alcuni agenti di lucidatura sono più
efficaci di altri, e causare più calore da generare in giro. Il
resistenza alla deformazione in campo varia fortemente con la temperatura. Il suo
caratteristiche sulla porzione esterna del disco varia notevolmente da quelle
l'interno perché passo bagnato sulla periferia è esposto all'aria e raffredda
più rapidamente per evaporazione. Se lucidatura è allungata troppo a lungo, il passo
strumento
si asciuga, si surriscalda, e perde la sua forma. Abitudini lucidatura di brutto
risultato in un'usura eccessiva sul bordo del disco ottico, dando un run-down
aspetto in fase di test sensibile. Non variando la corsa quando si utilizza un
macchina può tagliare poco profondi canali circolari nell'ottica. Nel caso di digiuno
ottiche asferiche, più lucidatura deve essere applicato
Page 24
6
Capitolo 1. Introduzione
il centro del disco. Chiaramente, esistono molte opportunità per gli errori di trovare
tutto per la superficie ottica.
1.2.2 Misure di qualità ottica
Un modo di misurare qualità ottica è misurare il picco-valle
fronte d'onda di errore. Un fronte d'onda è una linea tracciata lungo la cresta o attraverso
di un'onda.
In regioni lontane da fuoco, un fronte d'onda è perpendicolare alla direzione dell'onda
motion. Utilizzando un esempio pratico, un fronte d'onda è la cresta dell'onda di un
surfista,
parallela alla spiaggia. L'onda si sta muovendo verso la spiaggia, perpendicolarmente
alla
cresta.
A fronte d'onda perfetta convergente è parte di una sfera con il suo centro nel fuoco.
La luce converge origine un punto a spot di dimensioni minime, chiamato
"Disco di diffrazione". Dopo il passaggio attraverso un sistema ottico con errori, un
fronte d'onda si discosta dalla forma sferica, e il punto d'immagine sarà più grande e
meno intenso.
Immaginate due sfere con un centro comune a fuoco, un po 'come gli strati
di una cipolla. Lo strato esterno tocca il punto più lontano che ritarda dietro al reale
fronte d'onda e quella interna tocca il punto più vicino al centro della sfera. Il
diversi raggi di queste sfere definisce l'errore totale del fronte d'onda. (Vedi fig. 1-2.)
JW Strutt (Lord Rayleigh) ha dichiarato una regola spesso citato: se il fronte d'onda
totale
errori da picco a valle supera1
/
4
lunghezza d'onda di luce giallo-verde (550 nm),
quindi le ottiche iniziano a degradare notevolmente. La ragione per cui l'immagine
comincia a
sfaldarsi è semplice-una porzione significativa del fronte d'onda convergente ha ora un
fase leggermente "in disaccordo" con la maggioranza. Regola di Rayleigh non è un
limite rigido.
Alcune persone non facilmente percepire la qualità diminuita fino errore di fronte d'onda
totale
supera
1
/
3
lunghezza d'onda. Altri sono più esigenti, la rilevazione degradazione a
1
/
8
lunghezza d'onda e di seguito. Gran parte della sensibilità di guasti ottici dipende
tipo di osservazione, il tipo di errore, e la sofisticazione dell'osservatore
(Ceravolo et al 1992;. Texereau 1984).
Qui di seguito sono alcune variazioni dei modi in cui diversi negozi di ottica precisare l'
stesso
1
/ 4 di lunghezza d'onda di qualità:
•"
1
/ 8 d'onda superficiale. "Di 'lo specchio primario ha un
1
/ 8 - lunghezza d'onda
sbattere su di esso. Il fronte d'onda incidente riflette dal picco del bump
mentre la porzione adiacente del fronte d'onda è costretto a viaggiare alla base dei
l'errore. Questa sezione del fronte d'onda si muove
1
/ 8 d'onda in entrata e in
1
/ 8 d'onda in uscita, lasciando
1
/ 4 di lunghezza d'onda dietro il leader
bordo dell'onda.
• "±
1
/ 16-onda superficiale. "Se la stessa
1
/ 8 - lunghezza d'onda collina non si misura
base-to-crest ma misurata dalla sua posizione media, l'errore
Page 25
1,2. Test delle Superfici
7
Fig. 1-2. La differenza tra ottiche adeguate e molto buona. Entrambi questi fronti d'onda
sono
contenuto all'interno di due gusci
1
/ 4 di lunghezza d'onda a parte, ma quella più ruvida al punto a) diffonde un po 'di luce
al di là
il raggio della minima dimensione di spot di diffrazione. (Non in scala
.)
spurio è diviso per due ancora una volta.
•"
1
/ 27-onda RMS in superficie. "Questo ampliamente diffuso misura nell'ottica
settore è noto come criterio di Maréchal (Born e Wolf 1980, p. 469).
La
1
/ 4 di lunghezza d'onda di aberrazione sferica (una grande partenza dal
sfera) traduce approssimativamente ad un
1
/ 14 d'onda RMS Maréchal
criterio (Maréchal 1947). Misurazione sulla superficie lo taglia a metà.
•
1
/ 31-wave RMS laser He-Ne precisione della superficie di luce. "La luce rossa di un
elio-neon laser ha una lunghezza d'onda più lunga e lo stesso errore viene visualizzato
più piccolo. La transizione facilmente calcolato a lunghezza d'onda visiva non è stata
fatto.
Quasi ogni utente telescopio ha una memoria confusa di lettura sul
1
/4lunghezza d'onda di Rayleigh tolleranza. Le precisioni sopra potrebbero superare il
1
/ 4 di lunghezza d'onda limite con spazio libero, ma sono diverse descrizioni di
la stessa
1
/ 4 di lunghezza d'onda di tolleranza.
Queste affermazioni differenti di precisione della superficie non sono intrinsecamente
disonesti, come
finché sono riportate in dettaglio sufficiente che uno può prendere a parte la loro
Page 26
8
Capitolo 1. Introduzione
significati. Infatti, la
1
/ 14-onda RMS tolleranza Maréchal è superiore alla
Limite di Rayleigh perché quantifica la frazione del fronte d'onda che è piegato
lontano da una sfera perfetta. Ma queste precisioni sono raramente scritti con
istruzioni di decodifica, ei consumatori si chiedono quanto sostiene dire,
anche se sanno le distinzioni.
Affermazioni pubblicitarie da parte delle imprese commerciali sono stati quindi in una
confusione
stato per qualche tempo. In anni recenti, una certa frazione di telescopio consumatore
i responsabili hanno sensibilmente evitato l'intera questione dei numeri assegnando a
loro
ottiche. Essi si limitano a indicare che le loro ottiche sono a diffrazione limitata e
lasciarlo andare a
che. Tale designazione è meglio che le rivendicazioni di gonfiare artificialmente i
precedenti.
"Diffrazione limitata" si intende convenzionalmente che il
1
/ 14-onda RMS
Limite Maréchal è stato soddisfatto (Schroeder 1987).
Un altro fattore spesso trascurato nelle dichiarazioni di qualità ottica è la pendenza della
l'errore. Se i canali taglienti, bordi ripiegati, o rugosità appare l'ottica, la
errore di fronte d'onda complessiva può spesso essere contenuta nel espansiva Rayleigh
tolleranza. La pendenza anomala non persistono oltre l'apertura tutto. Il
colpa bruscamente inclinato devia ancora luce fuori dal punto centrale di inquinare il
resto del
l'immagine, ma le ottiche sono ancora "ufficialmente" perfetto.
A. e A. Danjon Couder affrontato questo argomento nel loro libro Lunettes et
Telescopi (Danjon e Couder 1935, pp 518-522). Hanno notato che alcune
strumenti potrebbe scivolare dal limite di Rayleigh possiede ancora sufficiente ruvidità
della superficie
a disperdere un bagliore nebuloso attraverso immagini lunari e planetarie. Hanno
dichiarato che le ottiche
non poteva essere giudicato "buono" fino a due condizioni sono state soddisfatte
contemporaneamente:
1. Sopra la maggior parte del diaframma, il fronte d'onda ha una pendenza dolce e
non deviare i raggi luminosi all'esterno del disco di diffrazione.
2. Il Rayleigh
1
/ 4 di lunghezza d'onda di tolleranza è ovunque obbedito, e oltre
la maggior parte del diaframma, deviazioni dovrebbe essere sensibilmente inferiore.
Condizione # 2 è solo il limite di Rayleigh, con un richiamo verbale avente la
obiettivo stesso limitando la deviazione RMS. Dopo aver dichiarato queste due
condizioni,
Punto Danjon e Couder che condizione # 1 sul versante dello specchio è
tipicamente più difficile soddisfare quella
1
/ 4 di lunghezza d'onda condizione. Sebbene
entrambi i fronti d'onda in Fig. 1-2 sono entro la tolleranza Rayleigh, il fronte d'onda in
Fig. l-2b avrebbe fatto il miglior immagine, perché è più degrada lentamente.
Incidentalmente, le aberrazioni che agevolmente passare l'intero diaframma
(Come l'errore schematizzato in Fig. L-2b), il fronte d'onda massima di partenza che
porta alla condizione # 1 è più vicino
1
/ 7 lunghezza d'onda. Così, l'ottica che veramente soddisfano
entrambe le condizioni non sono solo buoni, ma eccellenti.
Page 27
1,3. The Star Test-Una breve panoramica
9
Un altro numero, comunemente usato come criterio di qualità ottica, è la
Rapporto di Strehl dell'apertura (Born e Wolf 1980, p 462,. Mahajan 1982). Il
Rapporto di Strehl è definita come l'intensità del punto dell'immagine massima
luminosità centrale
punto diviso per l'intensità stessa immagine senza aberrazione. Il
1
/4lunghezza d'onda di Rayleigh tolleranza sulla aberrazione sferica provoca una caduta
della
Strehl rapporto al valore 0,8. Il rapporto di Strehl è 1,00 con ottica perfetta.
Criterio di Marechal sulla aberrazione RMS è venuto da notare che lo porta a
la stessa diminuzione del rapporto Strehl.
Il più completo, anche se espansiva, modo di indicare la qualità ottica è quella di
presentare il dettaglio di funzione di trasferimento di modulazione (o MTF), che è la
capacità
di un sistema ottico di preservare il contrasto del pattern di barre spaziature diverse.
Sarà il metodo utilizzato in questo libro. Nessuna difficoltà ottico può sfuggire al
Sistema multilaterale di negoziazione. Ottica Dusty, fosse sulla superficie ottica,
diffrazione ragno, telescopio
vibrazioni, microripple, aberrazioni, e gli ostacoli di qualsiasi genere rivelano
stessi in una funzione di trasferimento abbassata. Grafici MTF hanno il vantaggio di
dando la spaziatura di dettaglio che gli attacchi problema ottico.
Altre misure altrettanto validi di qualità ottica potrebbe essere facilmente definito. Essi
sarà discusso in maggior dettaglio nel Capitolo 10.
1.3 La stella Test-Una breve panoramica
Gli osservatori considerano giustamente un out-of-focus strumento come niente più che
un
problema che deve essere curato. Un telescopio o è a fuoco o è quasi inutile, almeno
per il lavoro che doveva svolgere. Se usato correttamente, un telescopio deve essere
focalizzato la massima precisione possibile.
Implicita nell'uso abituale di un telescopio è l'obiettivo fisso comeconsumo, che riguarda l'immagine prodotta dall'obiettivo come il tutto
Scopo del telescopio. L'oculare è relegata al rango secondario di un
semplice accessorio, una lente di ingrandimento. Scorre lungo l'asse ottico e ha un solo
correggere impostazione.
La star test utilizza il telescopio in un modo nuovo. Dobbiamo assumere l'oculare
ha una posizione fissa. Da questo punto di vista aereo campo dell'oculare è visto come
l'intero scopo dell'esercizio. L'oculare è considerato come essere sempre in
messa a fuoco corretta ed esamina tutto ciò che occupa il suo piano di settore. Il piano di
campo è
di solito costretto da un tagliente maschera chiamata diaframma di campo. Se si inverte
un
oculare e guardare in fondo, questa tappa è di solito visibile come un anello all'interno
del
base. La fermata campo è il bordo croccante che vedete in un oculare. Questo bordo ha
nulla a che fare-come sembra-il confine con prima dell'obiettivo.
La figura 1-3 mostra un oculare idealizzato. Consideriamo l'oculare come fisso e
l'obiettivo come mobile.
Page 28
10
Capitolo 1. Introduzione
Fig. 1-3. L'uso dell'oculare per la prova stella. La disposizione in alto
mostra l'impostazione abituale corretta
di un oculare. L'oculare in basso mostra la prova di controllo stella del disco sfocata
come
impostazione altrettanto valida.
Se, come nella parte superiore di fig. 1-3, l'obiettivo si trova esattamente al giusto
distanze di mettere l'immagine di una stella sul piano campo dell'oculare, lo strumento è
detto essere a fuoco. La luce proveniente da una sorgente puntiforme lascia la parte
posteriore del
oculare in un fascio parallelo. Fig. 1-3, in basso, mostra un out-of-focus strumento.
Qui il percorso dei raggi raffigurato da linee solide esce il tubo in un convergente
pacchetto che non è correttamente a fuoco sulla retina meno che i poteri dell'occhio di
alloggio sono molto grandi.
Il "percorso cercando" di due punti sulla out-of-focus disco è indicato con
linee tratteggiate. Si immagina che il fascio di luce è a fette ben al focale
piano dell'oculare e l'oculare immagini questa fetta perfettamente. Se l'
oculare viene spostato avanti e indietro attraverso la posizione di messa a fuoco, ogni
fetta può essere
esaminato a sua volta, e la memoria di tutte le sezioni tali costituisce un record collettivo
di
il comportamento della luce vicino al fuoco. Ci sono autorizzati a utilizzare questo punto
di vista, perché
la posizione di messa a fuoco dell'oculare non è più speciale di un out-of-focus
posizione.
1.3.1 Anelli di diffrazione
Quasi ovunque, la situazione complicata di un fronte d'onda può essere convergente
essere approssimato sostituendo il fronte d'onda con piccoli "frecce" in movimento
perpendicolari ad esso. Queste frecce sono chiamati raggi di luce e l'intensità di tale
raggio può essere calcolato come la sezione trasversale del fascio ray. Tuttavia,
geometria elementare utilizzato su un cono di luce convergente comporta un importante
ripartizione in approssimazione raggio. Se una certa quantità di energia è incidente sulla
una superficie di apertura, l'intensità può essere calcolato come
Page 29
1,3. The Star Test-Una breve panoramica
11
questa forza divisa per l'area.
2
Per mettere a fuoco, l'area del cono ha
ridotto a
1
/ 4 del suo valore proprio contro l'apertura, ma contiene sempre la stessa
potere così l'intensità è aumentata 4 volte. Spostare nuovamente a metà, e
intensità aumenta ulteriormente a 4 volte maggiore di un fattore 16 di quanto non fosse
in
apertura. È possibile raddoppiare ancora e ancora fino ad arrivare a mettere a fuoco. Che
cosa
succede lì?
La descrizione ray ha l'area del cono va a zero con l'avvicinarsi della luce
messa a fuoco. Questa zona deve essere moltiplicato per l'intensità di rendere la potenza
della stessa
come era lungo tutto il percorso. Poiché la velocità della luce è uniforme attraverso
l'aria, l'
contenuto di energia del fascio non aumenta né diminuisce. Il raggio
ravvicinamento dice che se le ottiche sono perfette, l'intensità di un punto dell'immagine
è infinito. Inutile dire che, l'intensità infinita è impossibile.
Durante i duecento anni tra l'invenzione del telescopio e la
accettazione definitiva della teoria ondulatoria della luce, la gente credeva davvero ci
fosse
nessun limite sulla qualità ottica. Se ottiche erano di squisita qualità, la centrale
posto verrebbe ridotto di dimensioni, o almeno così pensava ottici. Devono aver
agonizzato
quando i loro capolavori ottici, su cui avevano lavorato così diligentemente, ancora
ha dimostrato che disco circondato da un sistema di anelli.
Ora sappiamo che c'è un limite fondamentale per l'imaging. Diffrazione
ammorbidisce l'immagine nella regione di fuoco. Per una data lunghezza focale del
telescopio, l'
punto centrale (chiamato disco di Airy) diminuisce linearmente di diametro per
ingrandire
aperture. La formula per il raggio del disco di Airy con diametro D apertura
e la lunghezza focale f è
D
f
r
Arioso
λ
22
0,1
=
(Λ è la lunghezza d'onda). (1.1)
Pertanto, il diametro del disco di diffrazione è 11/im (0,0004 pollici) per 150 mm (6 pollici) f / 8 e 5.5/μm per un 300 mm (12 pollici) f / 4. Poiché quattro volte la
luce
è stato intercettato dal telescopio più grande e si è spremuto dentro
1
/ 4 la zona,
il telescopio più grande ha una intensità di un'immagine centrale 16 volte più
luminosa. Un mirato
immagine di diffrazione compare sul lato sinistro di Fig. 1-4-tutta la piazza è
(20λ f) / D attraverso.
Per chi è abituato alle equazioni puramente simbolici, il fattore di 1,22 nel
espressione per il disco di Airy appare disordinato e impreciso, ma è inevitabile. Il suo
sorgente è la circolarità del diaframma. Se dovessimo fare un obiettivo quadrato di
x distanza su un lato, la più luminosa porzione dello spot di diffrazione sarebbe un po '
quadrata, con dimensione del lato (2λ f) / x. Analogamente, aperture
____________________________
2
Radiometricamente, questa quantità non è la "intensità" a tutti, ma dovrebbe essere
chiamato il "flusso radiante
densità. "Tuttavia, questo termine è convenzionale tra i fisici.
Page 30
12
Capitolo 1. Introduzione
focalizzata
out-of-focus
Fig. 1-4. L'immagine di diffrazione teorica di un telescopio perfetto, sia per la messa a
fuoco e uno
defocused caso. La direzione di marcia dell'oculare non importa, l'out-of-focus modello
sembra lo stesso
su entrambi i lati. Il riquadro a sinistra viene ingrandita 4 volte quella della destra.
con aberrazioni e gli ostacoli hanno le loro uniche dimensioni dei punti di diffrazione.
Il disco di Airy è niente di speciale, salvo che sia il disco diffrazione perfetta
circolare finestra dispositivi reali tanti ottici assomigliano.
Diffrazione è un effetto angolare. La confusione angolari dell'immagine non è
diminuita aumentando la lunghezza focale del telescopio, o equivalentemente, la
ingrandimento. Se si raddoppia la lunghezza focale, il disco di Airy raddoppia anche
nelle dimensioni.
Fino a quando questa indipendenza di sfocatura delle immagini fondamentali della
lunghezza focale era
apprezzato, telescopi erano comunemente indicato dal loro lunghezza focale, invece di
le loro aperture. Al giorno d'oggi, la terminologia appare caratteristico.
Il punto centrale non è tutta la storia. Sottili, anelli spettrali circondano il luminoso
posto. Con gli strumenti di grandi dimensioni in condizioni ideali, che sono osservabili
fuori a 3
o 4 anelli, ma stelle a piccoli telescopi mostrano solo un anello facilmente.
L'out-of-focus schema di Fig. 1-4 viene incanalata da qualche circolare solchi.
Questi sono anelli di diffrazione, anche, anche se la loro posizione e la grandezza non
sono
cosa semplice da calcolare. La congettura primo sarebbe che le linee scure sono
la struttura precedentemente nascosta dell'immagine di diffrazione che è ora esposta
perché il disco in espansione è piena di luce. Tuttavia, questa ipotesi è ragionevole
sbagliato. Le immagini non si comportano affatto così.
Come il focheggiatore viene travasato dentro o fuori, le scanalature continuano ad
apparire al centro
verso il bordo esterno, come onde di propagazione da un sasso caduto in una
pozzanghera.
Questo punto centrale oscura successivamente al nero e alleggerisce quindi a diventare il
parte più luminosa del disco. Lo fa ogni volta che crea
Page 31
1,3. Il test Star - Una breve panoramica
13
Fig. 1-5. Foto della reale situazione defocused calcolato in fig. 1-4. La foto è
stata scattata con una
fortemente fermò-down rifrattore.
un nuovo anello. L'unica caratteristica apparentemente immutabile della macchia in
espansione è la
ampio anello esterno. Sembra più ristretto, come il focheggiatore è acceso, ma non va
mai
di distanza.
Notate un'altra caratteristica. Il disco espanso è incanalata, ma la sua media
luminosità è più o meno costante. L'anello esterno è un po 'più luminoso di
media che anello scuro solo all'interno di esso. Ancora, tranne per il leggermente più
luminoso
anello esterno, il disco è decisamente piatto. Questo principio è ancora più vero per
a luce bianca di diffrazione immagini. Ogni colore contribuendo presenta una diversa
numero di anelli nel suo disco espanso. I minimi di un colore sedere in cima
massimi di un altro colore, e l'effetto netto è in gran parte per lavare qualsiasi variazione
dell'interno del disco. Far fuori fuoco, telescopi senza ostacoli visualizzare un
disco piatto con un anello esterno chiaramente definito separati dall'interno da un buio
anello. Solo un accenno di strutturazione scanalato esiste dentro.
Infine, un'ultima caratteristica è fondamentale per il test stella. Dentrodisco focus è approssimativamente identico al di fuori-fuoco disco. No circolarmente
aberrazione simmetrica può apparire la stessa su entrambi i lati della messa a fuoco. Se l'
i modelli sono simili, e se sono circolari, le ottiche sono quasi perfetti.
Fi gura 1-5 mostra una fotografia reale della situazione defocused calcolo
lata in Fig. 1-4. Il contrasto del modello è stato aumentato usando
Page 32
14
Capitolo 1. Introduzione
una luce molto puro rosso da un elio-neon laser riflesso in una piccola riflessione
sfera. Un foro nel metallo e posto sopra un piccolo rifrattore ha creato il
apertura. Il modello teorico riproduce il comportamento reale, anche mostrando la
terrazzamenti delle parti esterne del disco.
1.4 Il motivo per il test stella
L'aspetto di una immagine sfocata si vede nella fig. 1-5 è rara. Aberrazioni o
altre difficoltà ottici cospirano per distruggere questa perfezione. Spostando il
oculare dentro e fuori fuoco, è possibile rilevare ed eventualmente identificare il
problemi che disturbano il vostro telescopio. Confrontando le immagini viste allo stesso
distanze dentro e fuori fuoco è particolarmente potente. Le differenze
tra questi modelli si tradiranno uno degli errori più comuni ottiche,
aberrazione sferica.
Si vede raramente una qualsiasi aberrazione disadorno da una miscela di altri
effetti ottici. Il modello di diffrazione è difficile da diagnosticare utilizzando il test stella
senza informazioni esterne. La diagnosi non è il punto, però. Si può
decidere dopo ispezione che una delle difficoltà descritte qui è dominante
il sistema. Si devono considerare l'identificazione del problema solo come
Infatti interessante se l'errore viene macinato nel vetro o usarlo come guida per
telescopio o un sito modifica se gli errori sono correggibili.
Mentre leggete questo libro, imparerete l'aspetto della migliore immagine
possibile, sia dentro e fuori fuoco. Questo aspetto non cambia. Può essere
modificato da ostacoli, ma gli effetti di una secondaria sono prevedibili.
Una buona immagine stellare ha un breve elenco di caratteristiche di identificazione:
. 1 La messa a fuoco dell'immagine stellare è circolarmente simmetrico, ha un anello
debole
abbracciando il perimetro esterno del disco di diffrazione, e anelli oltre che
sono infinitamente buio. (Ottica Bad hanno anelli troppo, ma sono luminose e troppo
molti di essi possono essere contati. Sono spesso asimmetrica.)
. 2 L'out-of-focus immagine è circolarmente simmetrica, è identico per tutti uguali
distanze su entrambi i lati di messa a fuoco. (Le immagini delle aperture possono essere
aberrati
uno o l'altro, ma non sono entrambi identici e rotondo.)
3. L'out-of-focus immagine ha una distribuzione abbastanza piatto di intensità lungo la
direzione radiale, ad eccezione di un anello esterno leggermente più brillante. Esso è
diviso da
scanalature di diffrazione, ma sono di contrasto molto basso. Sono per lo più
lavati in luce bianca (eccetto l'interno dell'anello esterno e la
fuori dell'ombra secondaria, se presente).
4. Se un ostruzione viene utilizzato, la sua ombra riappare durante defocus a
distanze uguali su entrambi i lati del fuoco.
Page 33
1,4. Il motivo per il test di Stelle
15
Imparerai anche un modo sistematico di individuare errori ottici e vedere
modelli di intensità immagine calcolato per quantità note di aberrazione. Utilizzando
questa
informazioni, si può essere in grado di stimare le dimensioni del vostro del telescopio
aberrazioni e agire su di loro se sono gravi.
È anche utile per cambiare punti di vista. Molti concetti utili e procedure
in ottica moderna fisica può essere utilizzato da osservatori per comprendere più a fondo
i loro strumenti. Il primo e il più grande di questi concetti è quello di visualizzare il
telescopio come filtro generalizzato. Possiamo quindi utilizzare idee sviluppate per il
industria elettronica, con alcune modifiche che cambiano la terminologia di
ottiche. Il secondo concetto è l'idea che la luce è un'onda. Diffrazione cause
limiti fondamentali per la qualità delle immagini. Utilizzando i punti di vista di ottica
ondulatoria e
filtraggio teoria,
3
siamo costretti a fare meno affidamento sul negozio discutibile del folk
la saggezza, la mitologia, e la convinzione che si è accumulata attorno uso del
telescopio.
3
Questo modo di guardare il processo di immagini si chiama ottica di Fourier.
Page 34
Page 35
Capitolo 2
Un abbreviato Star-test manuale
2.1 Alcuni preliminari necessarie
Avrete bisogno di un oculare ad alto ingrandimento per condurre il test stella
con successo. La potenza esatta varia da telescopio a telescopio e dipende
ciò che si sta cercando di vedere, ma è intorno al 10 per centimetro di apertura. Per una
comune 20 centimetri Schmidt-Cassegrain, ingrandimento deve essere uguale a
20 × 10 = 200. Poiché la lunghezza focale di tale strumento è di 2 metri, le
lunghezza focale oculare dovrebbe essere di circa 10 mm. Low focale del rapporto di
strumenti sono
non valutati per lo stesso grado di precisione telescopi planetari, in modo da poter
utilizzare una minore potenza. In realtà, si può essere costretti a compromessi, perché ad
alta
oculari di potenza per telescopi del genere non sono comunemente disponibili. Rifrattori
richiedono un ingrandimento maggiore.
Si consiglia di impostare il telescopio in modo che non si affacciano su strade nei
dintorni
o sui tetti delle case, perché quelle strutture tengono il calore del giorno e rilasciarla
lentamente
durante la notte. Parti del test stella può essere fatto peering attraverso una piccola
quantità di
turbolenza, ma è meglio evitare ulteriori fonti di aberrazione quando possibile.
Si dovrebbe anche avere il tempo sufficiente il telescopio tra la configurazione e star test
in modo
che possono avvicinarsi temperatura ambiente. Lo strumento non deve essere
trasportati in un cielo scuro sito in quanto il bersaglio del test è una stella abbastanza
luminosa.
Il test è incommensurabilmente aiutato da un ben allineata strumento. Se possibile,
collimare il telescopio prima di testarlo. Una delle sezioni qui sotto insegna
come riconoscere disallineamento grave, ma ulteriori test sarà temporaneamente
interrotto se il telescopio non è almeno grossolanamente allineate (vedi Capitolo 6).
Non è necessario attendere l'oscurità completa, ma si deve essere in grado di trovare una
stella.
La migliore stella per 4-6 telescopi pollici è di circa seconda magnitudine, ma
17
Page 36
18
Capitolo 2.
Un abbreviato Star-test manuale
grandi strumenti richiedono stelle corrispondentemente dimmer. Rifrattori Piccoli
può richiedere una stella di prima grandezza. Prove diurne possono anche essere eseguita
utilizzando lo scintillio del sole riflesso in un clima sereno Natale-sferica
Albero di Natale. Posizionarlo 60-300 metri di distanza
1
con il percorso intermedio
su erba. Cercare di appendere il bulbo in modo che sia visto contro una superficie liscia
sfondo.
Se si portano gli occhiali, li lasciano in. Questo avviso dovrebbe solo apstrato a chi soffre di astigmatismo, ma riorientare una forte correzione
normalmente gestite da occhiali può forzare l'oculare per aggiungere anomala aberrazione. E 'abbastanza facile per impedire questo ulteriore fonte di errore. Inoltre, è
solo bisogno di ispezionare il centro del campo visivo.
La forma più efficace della star test è necessario conoscere quanto
avete defocused l'immagine. Questo verrà spiegato dettagliatamente nel capitolo
5, ma il resto del capitolo vi introdurrà alla maggior parte delle forme di ottica
problemi.
Infine, prima di iniziare a valutare il vostro strumento, decidere che cosa si
realisticamente aspettare di fare. Ha un basso rapporto focale per quel tipo di
strumento? Un telescopio newtoniano di f / 5 o al di sotto sta facendo un compromesso
di qualità ottica con dimensioni fisiche. Essa non deve essere giudicato alla stessa
standard come uno specchio Newton con rapporto focale di f / 8. Analogamente, una
riccaRifrattore acromatico campo con rapporto focale f / 5 non dovrebbe essere tenuto al
stesse tolleranze dure come ovvio lunare planetaria rifrattore.
2,2
Problemi ottici in turno
La star test può essere utilizzato con qualsiasi telescopio se si tiene a mente solo
uno dei principi discussi nel capitolo precedente: se le ottiche sono perfette,
le immagini sfocate sono dischi abbastanza uniformemente illuminati. Appaiono
lo stesso a distanze simili all'interno e all'esterno del fuoco.
La prima procedura di provare si chiama test "a scatto". Spesso, questo greggio
valutazione è sufficiente per giudicare un telescopio così male. Utilizzo elevato
ingrandimento,
muovere il focheggiatore indietro e indietro attraverso la migliore messa a
fuoco. Telescopi buona volontà
scatto a fuoco nitida in fretta. Telescopi Bad offrirà una serie di altrettanto
posizioni di messa a fuoco accettabile, non molto buona. Si avrà dubbi su
esattamente dove fermarsi la mano (Suiter 1990).
Non condannare lo strumento troppo rapidamente sulla base del povero prestaMance al test scatto, tuttavia. Questo metodo rapido è più pratico
difficoltà. Spesso, lo strumento non è rigidamente montato, ed è difficile
per raccontare la condizione di immagine mentre la vostra mano trema il telescopio.
________________________________________________________
1
Vedere il capitolo 5 per i limiti precisi di dimensioni e la posizione della lampadina. La
distanza è maggiore
per i grandi, strumenti veloci.
Page 37
2,2. Problemi ottici in turno
19
Inoltre, alcuni osservatori hanno occhi che sono capaci di grande attenzione accommodations. Occhio di messa a fuoco non è sempre sotto controllo cosciente. Come l'
messa a fuoco si avvicina, l'occhio si blocca e il meccanismo di messa a fuoco interna
sovverte il test.
L'apertura perfettamente circolare ha solo un aspetto per la diffrazione
disco a ogni valore di defocus. Tutte le modifiche a questo modello rappresentano
vari livelli di problemi ottici. Tali difficoltà esistono in tre generale
categorie:
1. Caratteristiche di base del sistema ottico, come
(A) specchio secondario o ostruzione diagonale del cammino ottico,
(B) palette ragno davanti ai blocchi specchio o specchio-clip,
(C) le variazioni di trasmissione (vignettatura e rivestimenti imperfette),
(D) variazione di colore nel rifrazione delle lenti.
2. Problemi transitori o riparabili, come
(A) disallineamento o anormale inclinazioni degli elementi ottici,
(B) gli effetti della turbolenza atmosferica,
(C) artefatti dovuti a differenze di temperatura vicino o all'interno
telescopio,
(D) ceppi inusuali negli elementi ottici (come il pizzicamento o sagging di specchi sottili),
(E) polvere o sporco sullo specchio o lenti.
3. Errori sul vetro, come
(A) l'aberrazione sferica (un guasto del fronte d'onda di conformarsi a un
sfera),
(B) ruvide superfici ottiche (che causa alla luce di essere dispersi dalla
punto centrale),
(C) le zone di luce (colline circolari o trincee nello specchio, tra cui
trasformato-down bordi dei dischi di vetro),
(D) l'aberrazione cromatica (errori di colore non corretti),
(E) astigmatismo (non uniforme allungamento dell'immagine lungo un asse).
Alcuni di questi errori sono discussi brevemente di seguito, e alcuni sono salvati
per il corpo principale del libro. Quello che si deve tenere a mente è che
vi è un buon ordinamento per l'esame di errori ottici. Devi
imparare a riconoscere le caratteristiche out-of-focus modelli di stelle che sono un
Page 38
20
Capitolo 2.
Un abbreviato Star-test manuale
conseguenza della vostra scelta di sistema ottico (categoria "1" di cui sopra). Per
esempio, non permetterà di eliminare l'ostruzione riflettori semplici, in modo da
si deve aspettare la sua ombra nell'immagine stella sfocata.
Successivamente, è necessario imparare le strategie che portano a interferenze da
le difficoltà temporanee o curabili di categoria "2". Non è possibile effettuare
un assegno valido per leggero astigmatismo se il vostro strumento è irrimediabilmente
di allineamento. Se si prende un telescopio calda dalla casa al freddo
all'aperto, le immagini verranno ballare e agitare. Il tubo spesso condotti alla
riscaldare dallo specchio, causando la caratteristica stiramento delle correnti tubo.
Spesso, le ottiche sono crudelmente legati nelle loro celle, e la deformazione causata
da tale stress maschere vero terreno ottico errori nel bicchiere. Infine,
è necessario determinare se il seeing atmosferico è sufficiente per fare una valida
test. Mentre il test stella è meno sensibile alle turbolenze rispetto alla doppia stella
valutazione risoluzione, è meglio farlo sotto cieli tranquilli.
Una volta che avete stabilito che di categoria "2" errori sono sufficientemente piccolo,
si può andare a cercare errori nella forma del vetro. Questi errori
sono i più debilitanti, perché nulla può essere fatto su di loro, salvo
refiguring l'ottica. Anche in questo caso, l'ordine è importante. Si dovrebbe guardare
l'aberrazione sferica in primo luogo perché è l'errore più comune.
Infine, non si deve defocus l'immagine troppo. Se lo fai, si vuole
trovare nessun errore. Se si verifica un veloce f / 4 Newton, probabilmente vedrete
la maggior parte di questi errori meglio con movimento oculare meno
1
/ 30 pollici (0,85 mm).
Se si verifica un lento f/10 Schmidt-Cassegrain, la stessa sequenza di
immagini è visibile con movimenti oculari di
1
/ 5 pollici (circa 5 mm). Queste
I valori sono ricavati dalla tabella 5-1.
2.2.1
Specchio Ostruzione secondaria
L'interno-focus modello è lo stesso come il fuori-fuoco pattern anche
per gli strumenti ostruiti. Sebbene la presenza di un diagonale o secspecchio daria degrada la qualità ottica leggermente, l'aspetto del
aberrazione senza immagini su entrambi i lati del fuoco è la stessa per una buona ottica.
Come esempio, una apertura altrimenti perfetto è mostrato in fig. 2-1 come l'
ostruzione viene aumentato al 20% e 33%.
Il cambiamento più notevole dal comportamento libero è il
grossolanità del pattern. Abbiamo scambiato il traforo fine del ostruzioni
Reticolo structed per le variazioni causate dal troppo rigido secondario. Solo
due anelli ampie luminose sono mostrati nella regione illuminata all'esterno del
secondario
ombra nel modello 33%. Meno cali di intensità sono visti attraverso il disco.
L'unica differenza tra queste tre righe è la dimensione del secondario.
Perché una piccola ostruzione sola
1
/ 9 della superficie, un tale
effetto profondo?
Page 39
2,2. Problemi ottici in turno
21
Fig. 2-1. Immagini Centrale Ostruzione. Di tre telescopi migliori sono presenti
all'interno di messa a fuoco
(A sinistra) alla messa a fuoco al di fuori (a destra). Comportamenti tipici di (in alto)
rifrattori, (centro) a lungo fuoco Newton,
(In basso) commerciali Schmidt-Cassegrain.
Prima di tutto, in realtà non causare un grosso differenza. Questi cali sono
(estremamente delicato e sono distrutti da quasi tutto come in miscelazione
insieme colori nella luce bianca). Fatta eccezione per le più luminose minori e l'ombra
al centro, il disco è ancora abbastanza uniforme, ed è ancora identico sul fronte
i lati della focalizzazione.
Ai fini del calcolo di diffrazione, ci è permesso di fingere che il
ombra è un'apertura miniatura, solo fuori fase con l'apertura più grande (chiamato
Babinet di principio-Hecht 1987, p. 458). Questo blocco piccolo ha un molto più grande
modello di diffrazione, come se il telescopio furono ridotta al di secondaria
dimensioni. Ma ricordate, è inserita come una correzione piccola per il modello più
grande
circonda. Così, la figura di diffrazione piccola ombra non è visibile come
entità distinta, ma causa cambiamenti abbastanza grossolani per distruggere il pizzocome
variazioni visto in out-of-focus disco dell'apertura libera (vedi fig. 1-4
o 1-5).
L'altra caratteristica di nota in fig. 2-1 è il punto poco luminoso al centro del
out-of-focus ombre. È interessante notare che, l'osservazione positivo di tale
spot fa parte della conferma sperimentale della teoria ondulatoria della luce. Quando
Fresnel presentato il suo documento sulla teoria delle onde alla Accademia di Francia a
1818, uno degli ascoltatori era SD Poisson, un avversario veemente della luce-comeDescrizione onde (era un propoPage 40
22
Capitolo 2. Un abbreviato Star-test manuale
nente della luce-come-particelle teoria ray). Ha usato la nuova teoria di Fresnel di
diffrazione per dimostrare che un punto luminoso dovrebbe apparire in alcuni punti del
ombra di un ostacolo circolare. Poisson pensato che una tale conclusione ridicola
si accontenterebbe le sciocchezze di onde di luce una volta per tutte. Immaginate la sua
delusione
quando questo spot è stato trovato poco dopo. Infatti, era stato scoperto molto prima,
e la relazione era sfuggito dai teorici ottici. Questa patch è poco luminosa
ancora chiamato punto di Poisson.
Lo spot appare qui è un composto del punto centrale previsto dal
massima apertura e l'apertura interiore negativo. Tuttavia, un punto di Poisson è
osservabili anche senza utilizzare una apertura esterna semplicemente disponendo una
cura
un'ombra circolare in un fascio di luce divergente da un foro.
Fig. 2-2. Disallineamento. Un riflettore gravemente disallineati con una ostruzione
secondaria del 30%. Sul
a sinistra è un'immagine mirata e sulla destra è la stessa immagine
sfocata. L'ingrandimento focalizzata
immagine è di 6 volte superiore a quella di colui sfocata.
2.2.2 Disallineamento
Errori di allineamento possono essere esposti mediante prove stelle. Infatti, prima del
test può essere
continuato molto oltre, le ottiche devono essere correttamente collimato. Questa
procedura
è descritto in dettaglio più avanti, ma Fig. 2-2 mostra una tipica disallineato
Telescopio newtoniano. La regione di imaging buona può essere al di fuori di un highoculare ingrandimento del diaframma di campo in un telescopio
allineato. Disallineamento
aberrazioni possono essere direttamente corretto, quindi non dovreste salutare il loro
aspetto con una sensazione di terrore. Supponendo che non c'è nulla di sbagliato con il
vetro,
tali aberrazioni svaniranno nel centro del campo con il corretto allineamento.
L'immagine focalizzata ha una piccola quantità di astigmatismo ma mostra soprattutto
Page 41
2,2. Problemi ottici in turno
23
gli effetti del coma. Il coma parola deriva dal latino, che significa "capelli" e
è anche la radice della cometa familiare termine astronomico. Coma, quando
grave, si estende l'immagine fuori in due strutture alari.
2.2.3
Movimento atmosferica e Turbolenza
Un'altra aberrazione immagine inquietante è causata dal passaggio del fronte d'onda
attraverso le molte cellule che occupano la turbolenza atmosferica lungo cilindro
di aria davanti dello strumento. Questo tubo di aria è sempre parte di una terralegata sistema ottico. Rifrazione in aereo è molto piccolo, ma esiste. Essa
varia con la temperatura e la pressione.
L'aria calda è più leggera dell'aria fredda, e la capacità di aria di rifrangere la luce
aumenta con la densità. Differenze di densità anche provocare una fondamentale
instabilità dell'atmosfera. Luce del sole riscalda principalmente la terra, lasciando
poca energia in qualsiasi particolare volume di aria nel suo passaggio attraverso la
atmosfera. La terra calda riscalda l'aria sopra di essa, e l'aria più calda
diventa meno denso. L'aria fredda sopra cade, e l'aria calda sale a
occupano lo stesso volume di aria fredda, facendo un vortice temporanea. A
un certo punto, la diminuzione della pressione raffredda l'aria calda ascendente, e la
caduta riscalda aria fredda per il motivo opposto. I due volumi di aria hanno
solo cambiato posto. Il terreno è ora un po 'più fresco, e entrambi i volumi
d'aria sono un po 'più calda. Forse il volume superiore di aria diventerà
instabile rispetto ad un volume ancora maggiore di aria.
Inefficienze del processo di fare la differenza nelle temperature di
due strati meno profondo, e senza ulteriore riscaldamento del terreno, la
processo vento giù come un vecchio orologio. Tale movimento è ciclico invisibile
calore del motore, trasporto di energia dal suolo caldo al freddo superiore almosphere. L'energia della luce solare verso l'alto per convezione percola attraverso
un calderone di aria.
Durante il giorno, questo riscaldamento continua. Celle di convezione persistono
e talvolta crescere. Lievitato dalle proprietà efficienti di trasporto del calore
di acqua e sfruttando l'ombra fornita da nuvole, convezione
strutture possono espandersi a colossali dimensioni, al di là di piccoli ciuffi e polvere
diavoli, al di là anche correnti termiche sfruttate da uccelli svettanti. Possono
crescere fino a temporali pomeridiani estivi. Ai margini dei principali
strutture convettive sono scala fine cellule, e in corrispondenza dei bordi di tali cellule
piccole,
cellule di scala ancora più fini, fino a quando le volute scomparire nella turbolenza
ribollente a
scale microscopiche.
Non è una sorpresa che l'osservazione solare è di solito migliore condotta in
La mattina, prima che la terra si è riscaldata molto. Un test utilizzando diurna
l'immagine del Sole in una sfera riflettente è meglio farlo in molto presto
mattina. Inoltre, la turbolenza è forte ovunque vicino le nuvole, dato che le nuvole sono
Page 42
24
Capitolo 2. Un abbreviato Star-test manuale
un flag che indica uno di questi giganteschi motori termici è in funzione.
E 'notte che riguarda soprattutto noi, però. Senza luce del sole per guidare il
processo, deve basarsi su convezione calore terra residua o correnti nel
atmosfera causato masse di aria a temperature diverse. Ad un certo momento durante
notte chiara, il terreno si raffredda per irraggiamento di calore ad una temperatura
inferiore a quella
dell'aria sovrastante. Perché l'aria fredda è più densa di quella calda, questo risultato è
più
stabile. Le celle convettive nelle notti limpide sono meno spettacolari. Attraverso nearmicroforature, come l'occhio umano, questo effetto è visto come un lieve spargimento o
raggruppamento di luce stellare "scintillante". Attraverso aperture maggiori, come ad
esempio un
telescopio, l'effetto appare raramente come variazioni di luminosità. In piccoli telescopi,
l'immagine salta intorno, nei più grandi strumenti l'immagine è fissa, ma confusa.
All'esterno di messa a fuoco dell'immagine della stella di prova, tali cellule assomigliano
più che altro come
la pezzatura della luce del sole sul fondo di una piscina. Grazie alle forti
vento in quota, si lavano attraverso l'apertura.
Fig. 2-3. Turbolenze. Un momento congelato di un'immagine turbolento è mostrato in
un modello focalizzato (sinistra)
e un modello di sfocato (al centro). Un ritardo di solo un momento può mostrare la
sequenza di esempio a destra.
L'immagine focalizzata viene ingrandita 5 volte che delle immagini sfocate.
La figura 2-3 mostra un calcolo un'istantanea di un disco di diffrazione irruvidita.
Guardate in particolare l'immagine a fuoco. Il modello di diffrazione varia così
rapidamente
che tali apparenze spesso non sono direttamente osservabili. Almeno si può seguire la
variazioni del fuori-fuoco pattern come le cellule spazzare rapidamente lungo il frontale
il telescopio. Il cambiamento più visibile nel modello è focalizzata l'angolo con cui
schegge di luce appaiono.
2.2.4 Tubo Correnti
Ancora un altro effetto atmosferico riguarda l'utente telescopio. Piccoli telescopi
vengono spesso effettuate da una casa calda verso l'esterno freddo. In questi giorni, sono
spesso trasportati al buio del cielo siti in un ambiente caldo autoPage 43
2,2. Problemi ottici in turno
25
mobile per una certa distanza prima del rimontaggio. Anche installate in modo
permanente
strumenti osservatorio sono raramente mantenute esattamente al di fuori
temperatura a cui saranno utilizzati. Come conseguenza, porzioni del
montaggio e soprattutto specchio stesso-deve raffreddare.
Vetro ha una elevata capacità termica e la conducibilità termica bassa
accompagnamento.
In altre parole, l'ottica di vetro hanno sia molto calore e per scaricare l'inclinazione
trattenerlo a lungo. Di grandi dimensioni, a tutto spessore specchi richiedere ore per
raffreddare.
Convezione è responsabile di una grande frazione del trasporto di energia. In
la presenza di gravità, l'aria calda di superfici a temperatura più elevata nella
tubo viene spostato dalla caduta di aria fredda. In un open-tubed riflettore che è inclinato
di un
angolo, il risultato è un tubo di corrente, come mostrato in fig. 2-4. Altri effetti di
raffreddamento sono
visibile in riflettori finestrate e anche rifrattori, ma non possono prendere
proprio questo modulo.
Fig. 2-4. Tubo di corrente. Un aspetto comune tubo di corrente è il lobo spremuto o
ernia su
un lato del disco, e un aspetto appiattito dall'altro. Ingrandimento dell'immagine è stata
focalizzata
aumentato 6 volte.
Le uscite d'aria riscaldata del telescopio come farebbe un camino. E 'generalmente
abbraccia la
lato superiore del tubo come è convogliati fuori. Quando la luce passa più rapidamente
attraverso
la meno densa di aria calda, il fronte d'onda si arriccia come una pagina di essere
trasformato. A
certi angoli, la messa a fuoco dell'immagine assomiglia alla luna impostazione su un
mare tranquillo.
Dopo che il telescopio si raffredda, questi effetti andare via.
2.2.5 Ottica schiacciato o deformato
Particolarmente comune con le cellule riflettore eccessivamente stretti o specchi sottili
piegatura
sotto il loro peso è l'aberrazione che ha l'aspetto di Fig. 2-5.
Dettagli della deformazione cambierà il preciso out-of-focus pattern. Questo
deformazione dipende dalla clip è stretto, il numero di punti di appoggio contenere fino
lo specchio, e se le ottiche sono supportati sul bordo o sul fondo. Essa
cambierà con altezze diverse telescopio.
Page 44
26
Capitolo 2.
Un abbreviato Star-test manuale
In primo piano, la deformazione particolare modellato qui i risultati in un tre lati
modello di punta.
2.2.6
Aberrazione sferica
Se abrasivo è posto tra due dischi di vetro e sono strofinato
insieme con l'orientamento e la lunghezza della corsa del tutto casuale, cosa
ci si può aspettare? Alla fine di migliaia di tali moti sfregamento, parte
di due sfere deve risultare uno-convessa e concava l'altra.
Così, sfere (o, più precisamente, bocce sferiche) sono facili da fare,
almeno rispetto ad altre superfici tridimensionali. Sfortunatamente,
sfere non immagine correttamente. Se un riflettore sferico o semisferico
obiettivo è immaginato, non è difficile capire perché.
Diciamo raggi di luce sono incidenti su superfici come in Fig. 2-6. Come l'
punto di impatto si discosta da un centro-on-center colpo diretto, la messa a fuoco si
aggira
da un unico punto. Chiaramente, questa aberrazione è un pericolo sempre presente.
I meccanismi che si sono evoluti per risolvere il problema sono affascinanti
perché sottolineano le differenze essenziali tra rifrazione e ririflettenti ottiche astronomiche. Sono quasi due linee separate di sviluppo
sviluppo.
Nel caso dei rifrattori, la lente sferica è stato mantenuto e raffinato.
In rifrattori, superfici ottiche possono essere accostate senza ottenere
in ogni altro modo. Sistemi ottici più elaborati possono essere progettati con
invocando trade-off tra la curvatura e la separazione delle ravvicinate
elementi. Il primo designer ottico ad attaccare sistematicamente aberrazioni era
Joseph Fraunhofer. Il suo strumento capolavoro, il Dorpat grande achrorifrattore matic, è stata corretta non solo per la sferica e l'aberrazione
razione, ma fuori asse coma oltre. Questo strumento è diventato il modello per
telescopi del 1800 più o meno allo stesso modo telescopio Hadley aveva
stata la progettazione fondamentale del 1700. Fraunhofer compiuto questo
attività con superfici sferiche (con una piccola quantità di ritocco) e intelligente
progettazione. Variazioni di Fraunhofer airspaced 2 elementi rifrattori doppietto
sono venduti oggi e ancora dare immagini eccezionali.
Telescopi riflettenti prende un'altra direzione. Se si inserisce un obiettivo molto vicino
uno specchio, luce attraversa due volte, che può o non può essere utile. Posteriore
telescopi a specchio di superficie sono stati progettati (anzi, uno è stato suggerito
da Newton stesso in Ottica, pag. 105), ma di solito sono instruments che sono difficili da costruire. All-sferiche riflettori non sono
impossibile, ma hanno dovuto aspettare per sofisticati misti lente / specchio sysTEMS (come il telescopio Maksutov). I produttori di riflettori si rivolse a
Ottica asferica abbastanza presto.
Page 45
2,2.
Problemi ottici in turno
27
focalizzata
out-of-focus
Fig. 2-5. Ottica deformate. L'trilobata di schema che si traduce da too-
clip specchio strette o uno specchio sottile che non è adeguatamente supportata. A
sinistra: dedicato
pattern. Destra: un aspetto del disco un po 'sfocata. Modello Focused
viene espanso 2,5 volte.
Fig. 2-6. Aberrazione sferica in riflettori (a) e rifrattori (b).
La superficie asferica di uno specchio è un telescopio astronomico
parabola che è filata sul suo asse come un top. Questa superficie tridimensionale
è chiamato "paraboloide." Purtroppo, la superficie di paraboloide non
avvengano in maniera aleatoria. Il cliente è tenuto a prendere la più o meno statistico di
processo
che forma una sfera e il controllo di esso (con la pressione, corse speciali, o piccolo
Strumenti) per deformare la superficie di un paraboloide. Due sistemi sono stati specchio
messo a punto che tutto ciò che domanda da iperboloidi a oblato sferoidi.
b)
α)
Page 46
28
Capitolo 2.
Un abbreviato Star-test manuale
Aspherizing prende buoni test bench e la comprensione dei materiali
e metodi. Come ci si poteva sospettare, alcuni produttori di telescopio sono più
coscienzioso con tali operazioni rispetto ad altri. Pece, che viene utilizzato per
lucidatura e modellare la superficie, è uno dei materiali più cantankerous
utilizzato in qualsiasi processo. Fabbricazione può andare male quando passo è utilizzato
senza
rispetto.
Nella mia esperienza di testare circa 100 paraboloidi nominali,
circa la metà degli specchi commerciali sono state marginalmente undercorrected.
Hanno una superficie da qualche parte tra una sfera e il paraboloide, appena
in tolleranza o leggermente al di fuori di esso. Un quarto degli specchi hanno
gravemente undercorrected, e circa un quarto erano disegnate all'interno di aclimiti inaccettabili. La maggior parte degli specchi undercorrected erano del corto fuoco
varietà, tra f / 4 ed f / 6. Quasi tutti i f / 6 a f / 8 paraboloidi erano
adeguatamente capito. Ho visto alcuni specchi commerciali newtoniana che
sono stati ipercorrezione, anche se molti amatoriale fatti in specchi sembrano essere.
Per esperti ottici, specchi paraboloide non sono poi così difficile
di fare. Perché specchi dei telescopi newtoniani tendono ad essere undercorrected,
i produttori devono trascorrere il minor tempo possibile, su tutti i mirror.
Questa pratica può forse essere spiegato (se non giustificato) dalla bassa corrente
i prezzi al consumo di specchi. I produttori stanno cercando di capire specchi
il bordo prossimale della tolleranza, riducendo tempi e costi. L'inevitabile
diffusione statistica significa che molti specchi tali inaccettabile.
Sottocorrezione è mostrato in fig. 2-7. All'interno fuoco, molta della luce è
ricompattato sul ring esterno. Là fuoco, si è spinta in una
cerotto fuzzy in centro o al di fuori dell'ombra secondaria. Questo
è la firma di sottocorrezione. Memorizza questi modelli. Se si dispone di
l'opportunità di testare newtoniani, vedrete sottocorrezione ripetutamente,
ed è abbastanza comune in altri tipi di telescopi. L'aberrazione sferica
è forse l'errore di solo vetro puro che si potrà mai vedere. Il
resto di solito sono mescolati insieme.
Alcune persone possono fraintendere il tono generale di questi commenti come un condemnation di riflettori newtoniani. Niente del genere è destinato. Il
due migliori telescopi che abbia mai visto-e che comprende rifrattori-have
stato Newton squisiti. Le immagini nitide stelle di un ben fatto e ben
paraboloide allineati sono una bella vista. E 'un peccato che più di loro
non eseguire così come possono.
2.2.7
Superfici ruvide
Un'altra aberrazione comune che affligge telescopi è rugosità superficiale.
È il risultato di lucidatura utilizzando materiali rapidi e mantenere insufficPage 47
2,2. Problemi ottici in turno
29
Fig. 2-7. Aberrazione sferica. Sotto la correzione che figura a) aperture non ostruite, e
b) 33% ostruito aperture. All'interno fuoco (verso sinistra): gran parte della luce viene
raccolta in un forte
anello esterno, lasciando un centro dim. Al centro: l'immagine focalizzata peggiora
costantemente come aberrazione
aumenta. Fuori fuoco (verso destra): il lato esterno della immagine svanisce e la
distanza mancante
la luce si trova vicino al centro. (Focused-immagine ingrandimento è 4 volte quella del
defocused
frames.)
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30
Capitolo 2. Un abbreviato Star-test manuale
ient contatto tra il giro di lucidatura passo e la superficie ottica in lavorazione.
L'operazione di lucidatura è un processo strano e delicato. Condizioni transitorie in
la superficie del giro può modificare il contatto tra l'utensile e l'ottica. Se
la superficie è lucidata a mano, si può sentire la pinza strumento e calci quasi come un
essere vivente. Operai sapere subito che qualcosa non va, e
possono ri-umidificazione il giro con pasta lucidante e premere fino al contatto è ancora
una volta
ancora stabilito.
Come una semplice questione di economia, non sono ottiche lavorato molto con le
mani. A $ 300
specchio del telescopio richiede probabilmente tra 2 e 4 ore di tempo di ottica.
Tali lavori devono essere perseguiti rapidamente con macchine o il costo del telescopio
specchi sarebbe rapidamente degenerare fuori dalla portata dei consumatori. Quando si
inizia un giro
di cogliere, la macchina né avvisi né cure. Essa ha il potere sufficiente a rotolare
il giro di cigolii denunce. Se l'ottico non ha elaborato un permanente
procedura per evitare tali difficoltà, una possibile conseguenza potrebbe essere mosso
superfici.
Fig. 2-8. Rugosità. Una piccola quantità di rugosità superficiale. A sinistra: l'immagine
focalizzata. Al centro:
defocused immagine ruvida superficie. A destra: un'immagine sfocata liscia per il
confronto.
Figura 2-8 è un esempio del comportamento della luce nel modello di diffrazione
da una superficie troppo ruvida. Naturalmente, solo un aspetto del genere è
illustrato. Il modello dipende da dettagli come la scala della rugosità come
nonché la sua granulosità e periodicità. Questi modelli, se la pagina è posto
distanza sufficiente, mostrano un debole effetto spinoso. Questi picchi possono essere
distinti
dalla rugosità indotta nell'atmosfera dal loro aspetto immobile.
Turni turbolenza atmosferica e cambiamenti. Come risultato, punte sparare da una
lato dell'immagine e poi un altro. Superfici ruvide, tuttavia, sono freddamente rigida.
Tuttavia, il cielo non è di solito abbastanza stabile per verificare questo problema a
stella reale; più spesso si tratta di un errore meglio lasciare ad una fonte terrestre
artificiale.
Page 49
2,2. Problemi ottici in turno
31
2.2.8 Aberrazioni zonali
Parte di ciò che rende una superficie ottica di successo è l'effetto di dati statistici
media. Una delle caratteristiche più paradossali di lavoro ottico è che la migliore
superfici sono il risultato della pratica superficialmente sloppy. Dietro le variazioni,
tuttavia, sono ben delineati confini.
Le macchine sono meno casuali. L'operatore deve effettuare le regolazioni per
aggiungere un
pseudo-casuale componente alla corsa. Se insufficienti variazioni artificiali sono
imposto sulla macchina, tenderà a scavare solchi circolari o ondulata
deformazioni, denominati difetti zonali, nella superficie ottica. Le zone possono anche
essere
risultati di impiegare lucidatrici piccole su una superficie più ampia ottica. Uso di
piccole
lucidatrici senza miscelazione sufficiente può causare zone in entrambi fatti a mano e
Macchina-fabbricato ottiche. Vedi fig. 2-9.
interno di messa a fuoco
fuori fuoco
normale
Fig. 2-9. Difetto zonale. Aberrazione zonale su un'apertura ostruita causata da una
trincea 60%
il raggio del disco. Far all'interno del fuoco, la zona appare come un anello luminoso
sul disco uniforme, e
fuori diventa un anello scuro. Sulla destra è un modello unaberrated.
Difetti zonali sono comuni in ottica di piccole dimensioni al centro. Essi appaiono come
un
rientro o un urto (la fotografia in Fig. A-3 dell'appendice A è un esempio).
Zone del centro sono meno dannose di quelle zone che appaiono in altri raggi. In
ostruito riflettori sono confinati in gran parte all'ombra della diagonale e
resi inoffensivi. Anche se presentano, difetti al centro occupano solo una piccola
parte della superficie.
2.2.9 Turned Bordi
Turned-verso il basso margine è un difetto in cui il bordo non termina bruscamente, ma
si arriccia
più gradualmente. Questo caso speciale di risultati aberrazione zonali in un
sorprendentemente grande
quantità di danni all'immagine perché il bordo della apertura ha un grande
frazione della superficie totale. Si devia più luce.
Bordo rivolto deriva sia dal campo di lucidatura che è troppo morbido o da
applicando una pressione non corretta quando la superficie ottica si estende sopra il
Page 50
32
Capitolo 2. Un abbreviato Star-test manuale
bordo dello strumento di lucidatura (Texereau 1984). È estremamente difficile rimuovere
una volta generato, e la paura di causa i responsabili telescopio a più che compensare
con un grado estremamente duro di pece. Alcuni adulteranti aggiungere che cambiano la
pitch disponibilità a fluire. Passo Stiff o cerosa spesso peggiora i problemi con
superfici ruvide, però, quindi l'effetto netto è un compromesso tra due nocive
aberrazioni.
In un riflettore altrimenti perfetto, si voltò verso il basso bordo appare come un
ammorbidimento della
la struttura ad anello all'interno di focalizzazione e un indurimento corrispondente della
struttura ad anello
fuori fuoco. Per evitare confusione, cerca questo effetto attraverso un forte
filtro colorato. La Figura 2-10 mostra due aperture 25%, una normale e l'altra
con un bordo risvoltato. La luce commesso un errore da un risvolto verso il basso
margine appare come un
bagliore nebuloso in prossimità dell'immagine all'interno della messa a fuoco (rimuovere
il filtro se
cercate questo alone).
Su entrambi i lati di messa a fuoco, uno stretto risvolto verso il basso margine mostra
una abbastanza piatta
distribuzione della luce nel disco.
Fig. 2-10. Turned-Down Edge. Girato bordo in un'apertura del 25%
ostruito. L'apertura normale del 25%
appare a sinistra. L'interno di messa a fuoco del disco mostra una perdita di contrasto e
un bagliore diffuso che lo circonda. Il
fuori-attivo del disco sembra meno colpita in termini di distribuzione della luce, ma il
contrasto è aumentato nel
anelli.
2.2.10 Astigmatismo
Astigmatismo puro può verificarsi anche in telescopi perfetti (in particolare rifrattori)
se il sistema non è correttamente allineata. La cura è semplice, e l'aberrazione
scompare rapidamente sulla collimazione del telescopio. Essa si verifica anche nel
newtoniano
telescopi che sono curvi specchi secondari. A causa della inclinazione 45 ° della
specchio presumibilmente piatto, un diagonale gonfia o concava sarà espressa come
astigmatismo nell'immagine.
Astigmatismo in vetro stesso è causata da tre errori di fabbricazione. Si può
derivare dalla pressione del disco contro una superficie cilindrica, ad esempio, la parte
posteriore
superficie del disco non può essere scarica. Un'altra causa è raffreddamento troppo
rapido del vetro
disco quando è stato versato, sottolinea congelamento invariato
Page 51
2,3. Osservazioni conclusive
33
nel disco. Questo errore è quasi mai visto in deliberatamente fatte dischi ottici,
ma è abbastanza comune in oblò in vetro o altri documenti. E per ultimo,
avendo ruotare il disco ottico rispetto all'utensile macina un cilindro nella
disco direttamente.
In tutti i casi, out-of-focus immagini astigmatici appaiono due modelli ovali a 90 °
tra loro (vedi fig. 2-11). Se l'astigmatismo è grave, le posizioni di messa a fuoco alcuni
darà immagini stellari che assomigliano a linee rette.
Fig. 2-11. Astigmatismo. Aspetto di astigmatismo immediatamente ai lati del fuoco. Al
centro: a
migliore messa a fuoco, il modello è una croce. Fuori fuoco, il profilo è allungato in un
ovale, con la direzione
tratto di modifica di un quarto di giro su lati opposti del fuoco.
Nella migliore delle ipotesi di messa a fuoco, astigmatismo mostrerà il modello indicato
incrociate. Piccolo
importi visualizzare un ispessimento del primo anello di diffrazione lungo la croce
indicazioni.
2,3 Osservazioni conclusive
Questo capitolo è stato concepito solo come un breve tour del paesaggio enorme che può
essere trovato nel test stella. Da non confondere con la vera conoscenza annuendo
competenza. Vastità Il test stelle e complessità sono sbalorditivi. Potrai
continuare ad apprendere le nuove caratteristiche della prova stella molti anni nel futuro.
La dimensione delle sezioni precedenti è una misura della importanza data
come problemi ottici. Se un argomento può essere raccomandato per motivi di studio, è
aberrazione sferica, cioè, la correzione degli errori semplice. Diventa un esperto nella
sua
rilevamento. Verrà visualizzato l'errore ancora e ancora.
Page 52
Page 53
Capitolo 3
Telescopi sono filtri
Il telescopio è un dispositivo che riproduce un'immagine della realtà. Contrario
scrivere su carta come una fotocopiatrice, ma le sue immagini sono altrettanto
irreali. Crea
la sua riproduzione su un piano piccola immagine a pochi centimetri dalla punta del
dell'osservatore naso. Il controllo avviene tramite un potente lente di ingrandimento
chiama oculare. Solo attraverso la molteplicità di valori di immagine (posizione,
colore, luminosità) e la potenza di elaborazione selettiva visiva del cervello umano
è questa riproduzione si interpretato come realtà.
Analogamente, l'immagine visiva proiettata sulla retina è solo rappresentativo
della realtà. Quelli con la visione acuta sono in grado di ricavare ulteriori informazioni
su
il mondo esterno rispetto alle persone con problemi di vista debole, ma ogni individuo
tende a
dare valore uguale a quella percezione, a prescindere dalla sua qualità
assoluta. Tendiamo
per ignorare gli errori.
Prima di andare più lontano, guarda fig. 3-1. Pensare a un filtro come un processo che
degrada informazioni contenute in un'immagine o segnale. I filtri non sono solo
oggetti, come i dischi di vetro colorato si potrebbe collegare all'oculare.
Sono tutt'altro che rimuove le informazioni dall'immagine, anche relativamente
fattori sottili come la limitazione dell'apertura e la lunghezza d'onda della luce
visti. Questo concetto, che io chiamo la "pila traballante," rappresenta un elenco parziale
dei filtri tra l'osservatore di un'immagine e realtà. Alcuni dei
nitrations raffigurati non sono indipendenti. Ad esempio, le aberrazioni oculari
può, per fortuna o di progettazione, in parte annullare il principale strumento
aberrazioni.
Gli effetti di ognuno di questi filtri può essere diminuito, ma non tutti possono essere
rimosso. Ad esempio, si può evitare la turbolenza atmosferica andando in
spazio. Si può ridurre gli errori di aberrazione con la costruzione di quasi perfette
ottica. Uno
può anche evitare gli errori pastoso del sistema occhio-cervello utilizzando la più
filtrazione prevedibile della fotografia. Allora, perché non sarebbe possibile mettere un
immagine assolutamente perfetta di Giove su un foglio di
35
Page 54
36
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
Realtà
Percezione
Fig. 3-1. Un diagramma che rappresenta alcune delle aberrazioni, ostruzioni,
disallineamenti ed elaborazione
errori che possono degradare l'immagine: la "pila traballante".
Page 55
3,1. Percezione della realtà
37
pellicola fotografica?
La forma più importante di filtrazione non può essere rimosso o diminuita-a
filtraggio causato dal diaframma, o la misura finita della finestra attraverso
che il telescopio appare. Supponiamo di avere una sorta di super-film
che registra tutto che è proiettato su di esso. Inoltre immaginare che il
strumento è dotato di ottiche assolutamente perfette. Supponiamo che se una fotografia
di
Jupiter assunto con tale sistema viene controllato con un microscopio, abbiamo un
immagine perfetta di tutto ciò che alla distanza di Giove-vulcani su Io, piccolo ghiaccio
cristalli in atmosfera, la più piccola nube-nastro spirali, ecc Se siamo in grado di farlo
per una full-sized telescopio, possiamo farlo per un po 'di uno. Potrebbe anche essere più
facile
rendere perfetto ottiche piccole rispetto a quelle di grandi dimensioni. Se le ottiche sono
molto piccoli, e allora?
Abbiamo raggiunto un limite fondamentale. Le lenti di piccole dimensioni non
immagine e
quelli più grandi. La nitidezza dell'immagine di ogni sistema ottico è limitata dalla
presenza del diaframma. Se spremere una rappresentazione dell'universo attraverso
un piccolo foro, dovremmo aspettarci che questa immagine sia un po 'consumate dal
passaggio.
Passaggio della luce attraverso grandi aperture risultati in meno danni.
3,1 percezioni della realtà
La Figura 3-1 mostra molte limitazioni che possiamo fare nulla. Sebbene
altri recettori sono spesso utilizzati, la maggior parte delle persone interpretano la
visione bulbo oculare come la migliore
rappresentazione della realtà. Così, tutti noi invia il segnale attraverso un inevitabile
sistema di filtraggio che sembra essere collegato a nostre teste. Qualcuno potrebbe
obiettare
che questo filtraggio è sempre presente e può essere visto come una sorta di linea di
base.
È vero, ci sono probabilmente abituati alla nostra visione, ma ci sono più familiari
con le sue prestazioni sotto le luci brillanti, con due occhi. In un telescopio, con
illuminazione bassa e la visione monoculare, molti degli errori che potrebbero
altrimenti incidentale sono peggiorate fino causano significativo e
informazioni di perdita inattesa.
Le uniche cose che si possono fare in merito a tali inevitabili errori è quello di essere
consapevoli e utilizzare strategie per ridurre i loro effetti. Per esempio, la più
comunemente usato misura correttiva per la distribuzione imbarazzante di scarsa
luminosità
sensori sulla retina non è quello di guardare direttamente gli oggetti oscuri, vale a dire,
per usare evitato
visione. Lo squilibrio causato dalla visione monoculare può essere eliminato con
binocolo.
I filtri trattati in questo libro concentrarsi sul centro della pila, dal
l'atmosfera fino all'immagine ispezionato dalla oculare. Questo non
dire che queste sono le peggiori fonti di errore, ma sono filtri più
associato con il telescopio, il suo ambiente e il suo uso. Sono le forme
di filtraggio che siamo più in grado di incidere con azioni correttive.
Page 56
38
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
Oculari sono trascurati qui. Sebbene cambiando l'oculare cambia
sistema ottico, di solito non è la peggiore fonte di difficoltà ottica. Se un elevato
ingrandimento viene utilizzato, gli errori dei ottica primaria dominerà meno che il
oculare è interamente difettoso o è utilizzato per il cono di luce insolitamente ripida di
un
basso rapporto focale del telescopio. Inoltre, un oculare povera può essere identificato
provandolo in
più strumenti.
Le aberrazioni che possono sembrare meno importanti sono coperte perché sono
generalmente causato da particolari costruttivi peculiari di un particolare strumento o
ripetute cattive abitudini di utilizzo. Ad esempio, se si intende usare il telescopio in un
caldo
capannone e usarlo solo in prima serata, sarà afflitto da correnti tubo.
Telescopi che sono allineati raramente diventano meglio allineata la prossima volta che
vengono utilizzati. Ottica non guariscono da soli.
Chiaramente, l'immagine più desiderabile sarebbe uno-a-uno dei punti
sull'oggetto reale di punti sull'immagine. Telescopi già violano questa
principio comprimendo molto del universo tridimensionale a due
piano dimensionale o leggermente superficie curva. Solo per oggetti vicini sono il
immagini tese in un spazio tridimensionale dell'immagine. Così, una nube di gas
500 anni luce di distanza si proietta sulla cima di una stella gigante visibile 200 anni luce
al di là di esso. La gente è abituata a questo effetto e tendono a ignorarlo. Solo se
abbiamo conoscenza indipendente tridimensionale del posizionamento
oggetti fa la compressione diventa discutibile. Molte persone hanno familiarità
con un effetto simile compressione prospettica quando si utilizza un binocolo in un
evento sportivo. Se sono abbastanza lontano dall'azione, il campo sembra appiattita ad
un
campo di gioco a pochi passi profondo.
Per molti scopi, la filtrazione causata dalla spremitura l'immagine su un foglio
non è dannoso. In realtà, questa e altre forme di filtraggio può essere molto utile.
Telescopi astronomici non sono turbati con la profondità infinitamente piccolo
campo così fastidioso in microscopia, in cui solo parte dell'oggetto è chiara in qualsiasi
un fuoco.
Un altro uso positivo di filtri è la nebulosa di emissione via saltar fuori da
skyglow con filtri a banda stretta nebulari. Sebbene tali filtri diminuire la
interessante segnale un po ', hanno profondamente ridurre il rumore sovrapposto di
skyglow. L'osservatore è felice di prendere l'immagine un po 'più debole come un vero
commercio per eliminare la luce artificiale.
3.2 Un confronto di Audio
Perché generalizzata filtro è un concetto difficile in un primo momento, cerchiamo di
utilizzare un
esempio in cui le idee di filtrazione appaiono nel nostro vocabolario comune-il
sistema audio professionale (vedi confronto in Tabella 3-1). Perché elettronica
sono un'invenzione più recente di telescopi, e la terminologia per l'audio è stato
inventato dagli ingegneri cresciuto con elaborazione del segnale matematica
Page 57
3,2. Un confronto di Audio
39
ematics, molte parole usate per moderni sistemi audio tendono ad avere il filtraggio
concetti costruito a destra dentro Molte persone hanno familiarità con l'hardware audio o
hanno
una comprensione superficiale delle parole. I confronti, o almeno alcuni
analogie tesi, può essere fatto per modelli simili nella filtrazione telescopio. In
le descrizioni audio, una frequenza di 20.000 cicli / secondo o 20.000 Hz
pari a 20 kilohertz, abbreviato come "kHz".
Tabella 3-1
Generalizzata telescopio e attrezzature connesse
filtrazioni che si comportano in modo analogo a un altro
riproduzione dispositivo, l'alta fedeltà del sistema audio.
FILTRAZIONE
FILTRAZIONE
(Telescopio / occhi / fotocamera)
(Sistema audio)
apertura diametro
dimensioni degli altoparlanti
filtri colorati
equalizzatore filtri
elaborazione delle immagini
elaborazione del segnale
luce diffusa
disturbi audio
risposta spaziale
risposta in frequenza
3.2.1 Diametro Apertura / formato di altoparlanti
Un tipico sistema stereo ha una serie di dispositivi in cascata riproduzione del suono
chiamato altoparlanti, più tecnicamente chiamato trasduttori. Essi convertono elettrica
energia alle onde compressionali aria del suono. Un tipico impianto stereo ha
suddiviso altoparlanti in almeno due gamme, "woofer" e "tweeter". Lowwoofer di frequenza sono abbastanza grandi, mentre ad alta frequenza tweeter tendono
ad essere
molto piccolo.
Bassa frequenza altoparlanti, dovendo ciclo di una grande quantità di aria, ocprovvisoriamente spostare grandi distanze e hanno diametri enormi. Ad alta frequenza
altoparlanti non può essere percepito visivamente a muoversi a tutti e sembra funzionare
bene in
piccole dimensioni. La maggior parte delle persone a capire il motivo è rotto il range di
frequenza fino
trasduttori in più è perché nessun singolo altoparlante in grado di coprire il campo,
che è in gran parte vero. Tuttavia, si può facilmente immaginare, se non costruire, un
singolo
altoparlante che riproduce l'intera gamma di frequenza con la stessa facilità.
Perché dovremmo ancora aspettare altoparlanti da dividere?
Altoparlanti piatti (e ottica) trasferimento di energia in un range angolare secondo
il numero di lunghezze d'onda in forma attraverso l'apertura. La velocità del suono è
circa
330 metri / secondo, pari a circa un chilometro e mezzo ogni 5 secondi. Un suono a 880
Hz, o
880 cicli / secondo, avrebbe una lunghezza d'onda di
330
/ 880, o
3
/ 8 metri. Se ci
aveva un diffusore di queste dimensioni, di circa 15 centimetri, sarebbe messo fuori più
del 880
Energia Hz in un cono di 120 °. In altre parole, il doppio 60 ° angolo di un triangolo
equilatero
triangolo, 1 lunghezza d'onda attraverso l'altoparlante alla base, uno per ogni lunghezza
d'onda
lato. Questo formato è efficace per l'imaging stereo, perché il suono può diffondersi
ampiamente in una stanza. Così abbiamo finito la progettazione di un diffusore, giusto?
Page 58
40
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
Consideriamo il nostro immaginario, one-size-fits-all altoparlante singolo per un
momento. Essa
funziona bene a 880 Hz, ma siamo in grado di ascoltare le frequenze di circa 20 volte
superiore. a
circa 17.600 Hz. I giovani potrebbero sentire suoni più acuti, quelli più anziani
inferiore. Ora, la lunghezza d'onda a 17.6 kHz è di 18,8 mm (circa
3
/ 4 di pollice). Il
cono emergente di energia da questo diffusore stesso è due volte l'angolo stretto in una
lungo, magro triangolo 20 lunghezze d'onda alla base e 1 lunghezza d'onda ad alta meno
di 6 °. Alle alte frequenze, la diffusione angolare del nostro singolo diffusore è così
stretto che dobbiamo puntare con attenzione tali una fonte di sentire direttamente. Anche
peggio, la miscela di frequenze dipende se siamo di fronte al
altoparlante o seduti di lato, perché ogni frequenza ha il suo cono proprio. Il
"Sweet spot" di migliore effetto stereo sarebbe difficile da trovare. Acuto musica
da un diffusore può essere rilevabile in un orecchio alla volta e possono variare
con il movimento della testa. Tecnici del suono ancora di progettazione multi-sistemi di
altoparlanti
diverse misure perché nessun singolo diffusore emetterebbe suoni nel ottimale
angolo a tutte le frequenze. Essi hanno inoltre progettare diffusori in altre forme di
questo
ragione. Appartamento a volte non è la migliore forma di un altoparlante.
Che cosa è fastidioso in un sistema audio è auspicabile in un telescopio, però. La
tipica apertura telescopica è di 200 mm, lunghezze d'onda in tutto o 360000. Abbiamo
ancora
utilizzare la stima grossolana della angolo del cono energia simile al diffusore
sopra due volte l'angolo stretto di un triangolo magro una lunghezza d'onda elevata e
3,6 x 10
5
lunghezze d'onda in tutta la base. Questo cono è meno di 1,2 secondi d'arco
tutta. Così, la maggior parte dell'energia di una stella rilevato da un 200-millimetri
telescopio visiva
può essere trovato in un angolo limitato a meno di 1,2 secondi d'arco.
Si può anche vedere da questi argomenti risoluzione perché la posizione di un
subwoofer (un altoparlante frequenza molto bassa) non fa alcuna differenza. In una
tipica
frequenza di un subwoofer-Say, 33 Hz, la lunghezza d'onda è
330
/ 33, o 10 metri.
Qualsiasi subwoofer piccolo di un vagone ferroviario non può nemmeno finta di essere
in grado di
dirigere il suono in una direzione particolare. Posizione subwoofer poco importa
perché irradia il suono in tutte le direzioni. L'ascoltatore, inoltre, non è in grado di
sentirlo in una posizione unica, il suono ha una tale bassa frequenza che normale
due orecchie percezione è sovvertita dalla trasmissione acustica direttamente attraverso
il
testa.
Allo stesso modo, radiotelescopi devono essere enorme di offrire qualsiasi risoluzione. A
20 cm
(8 pollici) telescopio ha un'apertura di solo circa una lunghezza d'onda di 21 cm
linea spesso osservato dagli astronomi radio. Se si fosse abbastanza stupido da costruire
una
elemento singolo, da 8 pollici radio telescopio, l'immagine punto di 21 cm radiazione
sarebbe
occupano un ampio angolo di 120 ° confuso.
Page 59
3,2. Un confronto di Audio
41
3.2.2 Filtri colorati Filtri / equalizzatore
Filtri dell'equalizzatore vengono spesso aggiunti ai sistemi audio per compensare la
smorzamento delle camere o riverbero. L'equivalente di un telescopio è quello di
aggiungere
filtri colore al sistema ottico. I filtri colore effettuare uno spostamento simile o
enfasi nello spettro di frequenza.
Non è un capriccio o un caso che la firma sonora di una camera singola è
spazi sonori chiamati colorazione della stanza. con quantità insolitamente elevate di
tappezzeria o l'assorbimento tende sono chiamati "caldo", il che significa che assorbono
alte frequenze molto più forte di quelli bassi. Colori rosso e arancione sono
chiamato anche "caldo". La cura per uno spazio sonoro caldo è quello di aumentare alto
frequenze. Allo stesso modo, quando usiamo un filtro blu su Marte, si può vedere la
polvere alta
nubi più facilmente perché riflettono più la luce del sole che il blu
rubicondo superficie marziana.
Il cervello stesso agisce come un filtro di compensazione per il mondo esterno. Da
il tempo di Edison, gli ascoltatori hanno più volte dichiarato la loro contemporanea
tecnologia audio di essere perfetto, anche quando era graffiante e indistinto. Il nostro
percezioni di luce sono ugualmente discutibile. Il cervello regola automaticamente
quasi tutti i bilanciamento del colore che vede per il bilanciamento del colore che vive
sotto la
Dom
Un buon esempio è l'illuminazione in presenza di illuminazione artificiale. Guardate in
un
fluorescente luminosa sala da un ambiente esterno. Il bilanciamento del colore è
detenuto fissato dalla
brillante luce naturale, in modo che la luce della stanza che vedete dentro è
verde. Mercurio
vapori di illuminazione è composto (per lo più) di due colori puri, una linea verde e un
blu-violetto uno. Anche in queste condizioni straordinarie, l'occhio riesce a
ingannarci maggior parte del tempo. Solo quando l'occhio si confronta con un solo
colore
ci si arrende. Anche allora, ho il sospetto se ti ha dato il sistema occhio-cervello
abbastanza
tempo, sarebbe poi regolare di percepire ogni singolo colore come una sorta di
slavato grigio.
3.2.3 Elaborazione immagini / Signal Processing
Così molte tecniche di elaborare i segnali audio e le immagini esistenti che tutti
non possono essere inclusi qui. Vediamo un esempio-oversampling.
Sedici bit numeri sono stampati su un Compact Disc (CD) al tasso di
44,1 kHz, e sono leggere il supporto alla stessa velocità. I valori sono
poi consegnato ad un digitale-analogico (DAC), che prende il
numeri e "disfa" di nuovo in una tensione che si spera sia un ragionevole
simulazione del segnale originale registrato.
Si potrebbe pensare che 44,1 kHz sarebbe più che abbastanza veloce per la riprodudurre suono di meno della metà di frequenza, ma si scopre che questo è solo
appena sufficiente. Se il segnale originale è 11 kHz, una frequenza di campionamento di
44 kHz
Page 60
42
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
Fig. 3-2. Campionamento di segnali audio digitali
.
rese solo quattro valori per onda (vedi fig. 3-2a). Il DAC sta tentando di
produrre tratteggiata gradini modello, che non simula l'originale
tono sinusoidale molto bene. Il gradino-passo è ricco di frequenze più elevate, chiamato
armoniche, di 22 kHz e superiori. Combinazioni più esotiche di forme d'onda
potrebbe effettivamente creare artefatti che penetrare in frequenze udibili.
Si potrebbe usare elettronici filtri analogici per eliminare le frequenze DAC 20 kHz
e superiore, ma ci vuole molto sofisticate (cioè costosi) dell'elettronica
produrre un cutoff precipitosa oltre una certa frequenza. A buon mercato analogico
filtri passa basso attenuare suono ad una velocità di, per esempio, 12 dB / ottava, o
fattore di 16, con ogni raddoppio della frequenza. In altre parole, un amplificatore
perfetto
alimentando uno di questi filtri passa basso con una intensità di 1 kHz a 11 ha un
intensità
1
/ 16 a 22 kHz e
1
/ 256 a 44 kHz. Purtroppo, alcuni dei
perdite di attenuazione in frequenze udibili. La curva di risposta è inaccettabile
ad alta fedeltà di riproduzione del suono.
La soluzione è spesso usato per digitalmente "sovracampionamento" il segnale. Un DAC
che
funziona a 88,2 kHz viene utilizzato, e il segnale viene campionato a due volte il tasso
usuale.
Utilizzando un filtro digitale con un algoritmo di interpolazione (algoritmo è una parola
di fantasia
per la ricetta), si può ottenere qualcosa di simile alla linea tratteggiata di fig. 3-2b. Il
smoothing passabasso analogico può quindi essere facilmente applicato con una
frequenza di taglio di
44 kHz invece del più consono 22 kHz. Naturalmente, lettori CD reali
probabilmente utilizzare i filtri molto più sofisticati e gli algoritmi di questo. Questo
schema è stato presentato solo per dare una sensazione di trattamento (Strong
e Plitnick 1992, p. 440).
Il semplice atto di scelta di una maggiore potenza oculare è di per sé una forma di
sovracampionamento (vedi fig. 3-3). Qui, si stanno dando le porzioni esterne di
Page 61
3,2. Un confronto di Audio
43
a) single-campionato
b) doppio campionato
Fig. 3-3. Utilizzo maggiore ingrandimento è una forma di sovracampionamento. Qui,
l'oggetto riscontrati con maggior potenza
si sviluppa su quattro volte l'area della retina, consentendo più recettori di partecipare
media l'immagine.
l'area dell'immagine in favore di espandere il segnale su più recettori retinici.
Aree dell'immagine può essere identificato che hanno un segnale abbastanza costante
e colorazione, ma se sono più piccole di un recettore della retina, che intensità sarà
essere mescolato con una zona vicina.
La retina, come qualsiasi altro sensore di luce, è rumoroso. Un meccanismo del visivo
sistema utilizza per eliminare il rumore è quello di considerare i recettori in lotti. Un
dettaglio che
spettacoli in un solo recettore può essere interpretato come rumore e ignorato a meno
che non sia
molto luminoso e contrastato. Andare a un ingrandimento maggiore consente di
espandere
piccole aree fino a coprire più recettori individuali. La media nel corso di molti
rivelatori rumorosi è un numero meno rumorosa, a contrasto così basso può essere visto.
Questa procedura funziona sui dettagli a basso contrasto, anche quando l'ingrandimento
amplia la sfocatura del telescopio al di là della migliore risoluzione dell'occhio,
che lo rende una vera forma di sovracampionamento. L'occhio ha un massimo
risoluzione di circa 1 minuti d'arco, ma l'immagine continua a migliorare fino a quando
ingrandimento guida il raggio del disco di Airy oltre 4-8 minuti d'arco.
3.2.4 luce diffusa / Audio Noise
Ogni sistema audio è disturbato dal rumore. In alcuni casi, questo rumore può essere
discutibile (come nel graffiante dischi fonografici vecchi) e in altri casi il
rumore può essere impercettibile (come nei moderni sistemi digitali). Il livello assoluto
del rumore è meno importante del suo segnale-rumore, o SNR. Quando l'
musica è morbido, un costante livello basso di rumore può diventare inaccettabile perché
sembra ora relativamente forte rispetto al segnale interessante. Tuttavia,
lo stesso livello di rumore non viene individuato quando la musica è forte.
Page 62
44
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
Si ottiene una migliore valutazione dei relativi effetti di rumore da
comprimendo il rapporto segnale-rumore logaritmicamente alla scala decibel,
SNR = 10 1og
10
(I
s
/I
n
),
(3.1)
dove
s
è la potenza del segnale e
n
è la potenza del rumore. Per l'
segnali più forti in un tipico CD, il SNR digitale è da qualche parte sopra 96 dB.
Per una alta qualità cassetta analogica, un numero simile potrebbe essere di circa 55 dB
(Forte e Plitnick 1992, p. 441). Naturalmente, l'abbassamento della qualità causata da
passaggio attraverso il resto del sistema di riproduzione sonora abbassa questi SNRs un
buon affare. Il rumore inizia a diventare sgradevole quando è di 20 dB al di sotto del
segnale interessante e offensiva quando è di 10 dB al di sotto di ciò che si sta cercando
di
percepire. Quando si arriva a 0 dB SNR, o le condizioni in cui il rumore e il segnale
hanno
intensità uguali, le persone hanno difficoltà a riconoscere le singole parole pronunciate,
cattura solo circa il 70% di essi (Kinsler et al. 1982, p. 284).
L'analogo al rumore in sistemi ottici è la luce diffusa. Dire che il
superfici delle lenti sono sporche, o sono grezzi sulla scala lunghezza d'onda.
Alcuni luce diffrange dalle irregolarità e piccoli è sparsa al di là del
immagine dell'oggetto. Se si sta tentando di osservare un oggetto molto debole proprio
accanto a un
oggetto luminoso, le macchie di luce, anche se è una frazione molto piccola di
luce l'oggetto luminoso, può essere abbastanza forte da rendere l'oggetto dim
osservabili. Il "rumore di fondo" è cresciuto abbastanza per essere discutibile. Contrasto
è sensibilmente ridotto.
Si può calcolare la dispersione da un unico pezzo rotondo di polvere,
1
/ 1000 di
il diametro dell'apertura attraverso (per un telescopio di 200 mm, il granello di polvere
Sarebbe un disco di 0,2 mm). Un milionesimo dell'energia incidente sul diaframma
colpirebbe il lato posteriore della speck ed essere assorbita o riflessa. Tuttavia, abbiamo
vedrebbe un disco abbastanza normale Airy che ha due milionesimi di energia
mancante (van de Hulst 1981). La milionesima parte opposta della energia è stata
sparsi in tutto il campo di vista. Se assumiamo che siamo di fronte a una
grande oggetto esteso e che nessuno della luce diffusa è stata persa al di fuori
la regione di interesse, allora il rapporto segnale-rumore è basso come 10
log
10
(L, 000.000) = 60 dB, ancora molto al di sotto del livello di rumore di buon nastro
magnetico.
A 1.000 macchie, troveremmo che la nostra SNR potrebbe essere sulla buona strada per
diventando evidente a 30 dB. Trenta decibel è di circa 7.5 magnitudini.
Così, se stavamo guardando una stella di prima grandezza, che avrebbe visto la diffusa
luce in un bagliore confuso con una luminosità totale di 8,5 magnitudo.
Sparsi danni lievi solo l'immagine nel specializzati situazioni di osservazione.
Il rumore che è di 24 dB è solo circa brillante come il secondo anello di una perfetta
diffrazione pattern. Tale luce solo essere preoccupante se
Page 63
3,2. Un confronto di Audio
45
copriva qualcosa fioca, una situazione che è raramente il caso di campo scuro
osservazione. Scattering è un problema peggiore di osservazione solare e lunare, o in
la percezione di dettagli a contrasto molto basso sui pianeti.
3.2.5 frequenza spaziale / Audio Frequenza Risposte
Un buon sistema audio deve eseguire la riproduzione del suono tra la
frequenze di 20 e 20.000 Hz (20 kHz). Una frequenza di 20 Hz è un rombo
si sente quasi, invece di ascoltare, 20.000 Hz è un unghie-on-lavagna
squittiscono. Al di fuori di questi limiti, si è pensato una volta, gli esseri umani non si
sente bene
sufficiente a rendere i toni che riproducono in musica registrata vale la pena. Di più
Recentemente, audiologi hanno scoperto che una parte delle informazioni richieste per
fare ciò che si sente sembra vero è contenuto un po 'fuori di questi limiti.
Tuttavia, la riproduzione del suono ad alta fedeltà è convenzionalmente contenuta
tra 20 Hz e 20 kHz. Toni bassi in frequenza di 20 Hz sono chiamati
infrasuoni, e toni alti di frequenza di 20 kHz sono chiamati ultrasuoni.
L'analogia a "raggi infrarossi" e "ultravioletto" è evidente. Pensate a ciò che il
20-20.000 Hz limiti dire. Finché tono ha una frequenza tra questi
limiti, l'elettronica audio lo riproduce senza troppa perdita o inusuali
guadagnare. Una volta che le frequenze andare in campo di infrasuoni e ultrasuoni, la
elettronica sono autorizzati a fallire male e il suono è degradato o svanisce. In
altre parole, anche se il segnale di frequenza superiore vengono immessi nella parte
anteriore del
elettronica audio, poco o nulla è riprodotto alla fine degli altoparlanti.
Un effetto simile può essere visto in telescopi, ma in sistemi ottici più
interessante effetto non avviene nel dominio delle frequenze ottiche, o
"Colori". Essa si verifica per l'angolo.
Quando un telescopio è puntato uno steccato bianco non troppo lontano, il
lacune possono essere visualizzati croccante contro uno sfondo più scuro. Se, invece, è
un nastro adesivo
piccolo pezzo di carta con alternanza di barre bianche e scure sulla recinzione stessa
e guardare attraverso il telescopio, si hanno meno probabilità di vedere le barre
riprodotta bene. A un certo livello dell'ammenda stabilito spostando il telescopio
più vicino o più lontano, potrete vedere le barre si dissolvono in una macchia grigia. Il
strumento non viene più riproducendo la realtà che può essere verificato muovendo
più vicino all'oggetto. Voi sapete che il telescopio sta guardando bar, ma non è
più in grado di trasmettere le strisce distinte. Qui, l'effetto è molto vicino al
incapacità di elettronica audio per riprodurre una frequenza troppo elevata, solo in
questo
caso una porzione dell'oggetto ciclicamente tra buio buio e luce e torna
angoli di nuovo come sono state considerate diverse. Qual è l'analogia con frequenza
qui? Nel caso di un segnale audio, le unità standard di frequenza sono
cicli / secondo o hertz (dal nome del 19 ° secolo, il fisico Heinrich Hertz). In
il caso di immagini astronomiche,
Page 64
46
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
le unità sono cicli / secondo d'arco. La somiglianza con frequenza è così inconfondibile
che la quantità utilizzata per descrivere la trasmissione di dettaglio di un'immagine viene
chiamato
frequenza spaziale. Frequenza spaziale ha unità di cicli / angolo, ma è
a volte indicato in cicli / distanza nel piano focale-qualcosa come "200 linecoppie / mm "o solo" linee / mm. "Di solito appare senza la più precisa" in
la focale "piano rimorchio.
Ci si potrebbe chiedere se un taglio a bassa frequenza esiste in sistemi ottici
analogo al cutoff 20 Hz di sistemi audio. Si potrebbe pensare che nessuno
esiste perché barre scure e il bianco sono più facili da vedere a bassa frequenza. Un
cutoff efficace è data dalle limitazioni del campo, tuttavia. Una volta meno
di un bar in mostra l'oculare ingrandimento più basso, le barre non può davvero
dire da risolvere. Detto in altro modo, la variazione illuminazione probabilmente non
può
essere distinto dal vignettatura intrinseca del sistema. Un telescopio visuale
di rapporto focale f / 8 ha una frequenza spaziale massima di 226 linee / mm alla focale
piano. Se quel piano focale ha una larghezza di 25 mm all'interno dell'oculare, il più
basso
frequenza spaziale è certamente maggiore di 1 line/50 mm, o 0,02 linee / mm. Il
rapporto tra questi due numeri è 11300. Così, il telescopio ha almeno il 3
ordini di grandezza larghezza di banda del tipico 20-20.000 Hz sistema audio.
3.3 La funzione di trasferimento di modulazione (MTF)
Molte delle audio-to-visivi confronti di cui sopra sono interessanti, ma non hanno
applicazione pratica. Risposta in frequenza spaziale di ottiche è una questione
fondamentale,
tuttavia, e vi è un motivo molto importante è utilizzato. Questa risposta è la
misura più oggettiva della qualità di un sistema ottico.
Risposta in frequenza spaziale è generalmente scritto con il concetto di filtraggio
una funzione di trasferimento. Se il bersaglio viene visualizzato un sinusoidale di
modulazione che cambia
gradualmente da chiaro a scuro, e consideriamo il sistema ottico come una scatola nera
filtro, poi esce con una variazione minore. Forse il segnale di uscita varia solo
dal grigio chiaro al grigio scuro.
Il target frequenza spaziale non è un pattern chiaro e scuro come nella
picchetto recinzione esempio sopra ma un modello variando fluidamente come quello
mostrato
in Fig. 3-4a. In senso stretto, tale modello dovrebbe estendersi all'infinito su entrambi i
lati, ma
uso pratico si limita a poche battute. Il comune 3 - o 4-bar chart risoluzione è
Non un campo bersaglio valido nel senso di una essendo infinito o sinusoidale, ma è
un bersaglio facile da usare che serve comunemente per valutare la qualità ottica
comunque. Un altro requisito è che l'illuminazione del pattern bar è
del tutto incoerente, di solito un requisito molto facile da riempire.
Se C è l'acronimo di contrasto e ν è la frequenza spaziale, il modo in cui ci sarà
Page 65
3,3. Il Modulation Transfer Function (MTF)
47
definire la funzione di trasferimento di modulazione (MTF) è
C
dopo
(V) = MTF (v) C
prima
(V),
(3.2)
dove MTF (v) è sempre minore di 1.
Diamo un'occhiata a questa semplice equazione e vedere che cosa significa. Se si ha un
obiettivo
modello con un certo valore di contrasto, la funzione di trasferimento del ottica
sistema agisce sempre su quel contrasto diminuirla. I lettori che hanno familiarità con
filtraggio
concetti sanno che, in generale, la funzione di trasferimento può cambiare la fase di
il segnale (suggerendo che la funzione di trasferimento più generale è complessa).
Qui ci occuperemo solo con la sua ampiezza, il trasferimento di modulazione
funzione. Il contrasto (prima e dopo) è misurata dalla intensità
livelli presso il luogo più oscuro su una barra scura e la più luminosa posizione sulla luce
bar.
scuro
luminoso
scuro
luminoso
Io
Io
Io
Io
v
C
+
=)
(
(3.3)
dove le intensità sono misurati come in Fig. 3-4. Si noti che se il "prima"
modello ha una intensità scura di zero, la funzione di trasferimento di modulazione
diventa
il contrasto dell'immagine stessa (Hecht 1987, p. 507).
La MTF è onnicomprensiva e potente. Anche le difficoltà ottici non
originari errori fronte d'onda, ma in ostruzione e non uniforme transmissione di trovare un modo di essere espresso in funzione di trasferimento di
modulazione.
Che forma ci vuole? Si potrebbe pensare che in perfette sistemi ottici, la
valore della MTF sarebbe 1 per tutte le frequenze spaziali. No tale ottica
sistema esiste anche se un grande specchio planare si avvicina molto. Consulenza fig.
3-1 raffigurante la "pila traballante" dei filtri, possiamo chiedere quali filtri attivi
anche in condizioni ideali. Chiaramente l'atmosfera può essere trascurata,
presumere che il telescopio è sotto cieli perfetti, o nello spazio. L'occhio e la sua
errori di elaborazione anche verranno ignorati. Assumere l'allineamento e la pulizia sono
perfetto e che la vignettatura può essere ignorato. Questo processo può essere continuato
fino a quando la pila è il più corto possibile.
Cosa è rimasto? Ricordate, anche un perfetto sistema ottico ha questi due filtri:
1) la natura onda della luce utilizzata per rendere l'immagine, e 2) la limitata
apertura. Questo minimo irriducibile è sufficiente ricorrere MTF ad un valore inferiore
di unità e determinare dove va a zero. L'apertura circolare di perfetta
MTF è rappresentata in fig. 3-5.
Certo, questa curva non è molto simile alla curva piatta del tipico
Sistema audio, perché è tracciata su una scala lineare e si estende leggermente
oltre la larghezza di banda di frequenza spaziale. La scala dei decibel logaritmica
utilizzata
per la musica tende a comprimere lo spettro di un ampio, dalla cima piatta
Page 66
48
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
1/v
C
afte
prima
dopo
a)
b)
Fig. 3-4 intensità modulata target di luminosità: a.) Prima del filtro, b) dopo il
filtraggio. Nota: il
energia dell'immagine è sempre lo stesso, ma in b) è meno modulato. L'obiettivo non è in
realtà
ondulato, questo è solo un modo per indicare luminosità superficiale.
aspetto (0,5 = -3 dB, 0.25 = -6 dB, ecc.) Se questo terreno erano di un sistema audio, il
asse inferiore andava da 0 a ben oltre 20.000 Hz. Infatti, suoni udibili facilmente
occuperebbe più basso
1
/ 10
dello spettro. Allo stesso modo, molti dettagli interessanti in cielo
oggetti è a basse frequenze spaziali in cui la funzione di trasferimento è elevata. Questa
trama
enfatizza le frequenze più alte in cui il trasferimento è più probabile a cadere verso il
basso.
(3.4)
La frequenza spaziale massima (in fondo a destra, 1.0 sulla carta) è con
θ
min
rappresenta un angolo di separazione leggermente più stretto del 1.22λ / D angolo
associato
raggio del disco di diffrazione, noto anche come criterio di Rayleigh risoluzione. Qui,
una barra
separazione pari al raggio del disco di diffrazione si verificherebbe
1
/ 1.22
= 0,82 del
massima frequenza spaziale (contrassegnati con bar).
]
/
e
S
[
1
min
max
angl
cicli
D
λ
θ
=
=
Page 67
3,4. La MTF in uso
49
Frazione di massima frequenza spaziale
Fig. 3-5. La più caso libero circolare sistema multilaterale di negoziazione. Incoerente
illuminazione del bersaglio viene considerata.
Se si desidera utilizzare la notazione che è più associato con telecamere, il massimo
frequenza spaziale sul piano focale (dove F è il rapporto focale)
è
].
/
[
1
'
max
Lunghezza
cicli
F
S
λ
=
(3.5)
Ad esempio, se l'apertura ha un diametro di 200 mm e una lunghezza focale di
1200 mm e la lunghezza d'onda considerata è 550 x 10
-6
mm, allora S '
max
è di 303
cicli / mm o linee / mm. S
max
in notazione angolo di apertura di 200 millimetri sarebbe
364.000 cicli / radianti o 1,76 cicli / secondo d'arco.
3.4 Il sistema multilaterale di negoziazione in uso
Astronomia autori sostengono che un'apertura ostruita da circa il 30% è di circa
così male come un'apertura senza ostacoli con
1
/ 4 di lunghezza d'onda di aberrazione sferica.
Come fanno a sapere questo? Apparentemente, si stanno confrontando due diverse
ampiamente
fenomeni. Le immagini altrettanto degradata?
Chiunque ha esperienza con le immagini la valutazione sa che queste
scrittori non possono avere ricavato il numero del 30% per esperienza. Differenze
tra le immagini ottiche sono sottili, e questo numero è troppo preciso. Esistono
molti modi per calcolare questa quantità, ad esempio specificando la quantità di energia
nel disco centrale. Per il nostro scopo qui, calcolare le energie di cui
all'interno del luogo di diffrazione di un'apertura ostruita con
1
/ 4 di lunghezza d'onda di
aberrazione sferica e diverse aperture ostruiti che sono altrimenti
perfetto. Abbiamo scelto l'ostacolo che più si avvicina al
Page 68
50
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
perdita di energia di aberrazione sferica. La risposta è una apertura di circa il 32%
ostruito.
1
Tuttavia, dobbiamo esaminare le risposte in frequenza di queste due situazioni
per vedere dove la dichiarazione generale di equivalenza delle pause verso il basso. Il
sistemi multilaterali di negoziazione corrispondenti sono riportati nella fig. 36. Vediamo che sono più o meno la
stesso per le frequenze spaziali circa la metà del criterio di Rayleigh. Per 200 mm
telescopi, queste due situazioni ottiche mostrano periodica dettaglio planetario con
distanze di circa 1-2 secondi d'arco ugualmente bene.
La risposta alle alte e basse frequenze spaziali sono diverse, tuttavia.
Alla fascia alta, l'apertura ostruita fornisce un migliore contrasto di
1
/4
lunghezza d'onda di aberrazione sferica. Sorprendentemente, esegue anche meglio di un
apertura perfetta.
Frazione di massima frequenza spaziale
Fig. 3-6. Confrontando la nitrazione del semplice aberrazione sferica e ostruzione.
Alla fine basso, l'apertura ostruita ha un più alto sistema multilaterale di negoziazione
per l'informazione
frequenze fino a separazioni bar sono più di otto volte di Rayleigh
criterio. Per 200 mm di apertura, dettagli separati tra 2 e 5 secondi d'arco
sono meglio mostrato dal diaframma ostruito. Dettaglio del grossolani separati più
di 5 secondi d'arco dei due contrasti sono più o meno lo stesso, ma ancora un po '
inferiore dell'apertura perfetta.
Così, per bassa potenza, cielo profondo visualizzazione,
1
/ 4 lunghezza d'onda sferica aberrazione è leggermente peggiore della ostruzione. Per la stella doppia di separazione o di
un po 'al di là del criterio di Rayleigh, l'ostruzione vince ancora. Solo
_________________________
1
Vedere la Tabella 10-1.
Page 69
3,4. La MTF in uso
51
intermedi per frequenze spaziali è la risposta in frequenza circa uguale o
inferiore nello strumento ostruito.
L'ostruzione può essere regolata fino a quando le funzioni di trasferimento sono un po
'più vicino
(Il diametro dell'ombra sarebbe quasi il 35% dell'apertura totale), ma tutticonfronti incluso non deve essere fatta senza cautela.
Frazione di massima frequenza spaziale
Fig. 3-7. Sistemi multilaterali di negoziazione associata con varie quantità di sfocatura.
3.4.1 MTF Associata con sfocatura
Il modo più semplice per degradare l'immagine è da esso defocalizzazione. Figura 3-7
indica la strada MTF si piega con un aumento defocus. A
1
/ 4 di lunghezza d'onda
defocus, le prestazioni cominciano a soffrire notevolmente, da
3
/ 4 di lunghezza d'onda è
inaccettabile.
Queste funzioni di trasferimento hanno una proprietà estremamente interessante. A
maggiore
valori di defocalizzazione, la funzione di trasferimento diventa negativo per qualche
spaziale
frequenze. Se questo comportamento è risalire attraverso le equazioni di contrasto
sopra, si vede comportare un interruttore di intensità di immagine chiare e scure. Il
obiettivi bar sinusoidali sembrare negativi di se stessi.
2
Questo significa che in certe posizioni di messa a fuoco la stella sarà buio e il
cielo luce di notte? Certo che no. L'immagine di una stella veramente puntiforme è
composto di tutte le frequenze spaziali. Il contrasto viene trasferito con l'
correggere segno in un sacco di altre frequenze spaziali. Questo effetto bizzarro
______________________________
2
Il sistema multilaterale di negoziazione non può essere negativo sotto la sua definizione
più stretta, ma qui è permesso di portare il segno
delle funzionalità complete di trasferimento ottico quando la fase è vicino a 0 o π. Β
Vedere l'Appendice per maggiori
dettagli.
Page 70
52
Capitolo 3. Telescopi sono filtri
non influenza le immagini normali in questo modo, di solito contribuisce solo per il
aspetto generale di sfocatura. Tuttavia, se due o tre bande di nubi di Giove
hanno il diritto di separazione, un telescopio leggermente sfocato può provocare una
spuria
banda compare tra loro.
Solo perché è raro non significa che un accordo non può essere fatto per
l'osservazione di questo effetto. In Fig. 3-8 inversione di contrasto è facilmente visibile.
Questa foto è stata scattata con un obiettivo fotografico fortemente sfocata indicò un
radiale
bar di destinazione. Queste barre non sono sinusoidali ma sono periodiche. Come pattern
passa attraverso una zona completamente irrisolto grigia, emerge dall'altra parte
con l'intensità opposta. Solo in prossimità del bordo ci si astengano dal pronunciarsi in
questo modo
(Goodman 1968, p. 126).
Fig. 3-8. Sfocato obiettivo radiale bar. Guarda dalla parte più stretta di incidenza
un'occhiata alla carta.
Alcuni bar invertire scuro-chiaro.
3.4.2
Impilamento di sistemi multilaterali di negoziazione
Finché le difficoltà ottici sono indipendenti l'una dall'altra, la MTF totale
il sistema è solo le singole MTF moltiplicati insieme secondo la seguente
ricetta:
⎟
⎟
⎠
⎞
⎜
⎜
⎝
⎛
⎟
⎟
⎠
⎞
⎜
⎜
⎝
⎛
⎟
⎟
⎠
⎞
⎜
⎜
⎝
⎛
=
perfetto
n
perfetto
perfetto
perfetto
totale
MTF
MTF
MTF
MTF
MTF
MTF
MTF
MTF
...
2
1
(3.6)
Ogni quantità tra parentesi è conosciuto come il fattore di degradazione dell'errore ottico
indicato con 1, 2, ecc Il numeratore di ciascun fattore di degradazione è la MTF come
sarebbe stato determinato se l'apertura sofferto di tale problema ottico
alone.
Page 71
3,4. La MTF in uso
53
Naturalmente, non esistono due difficoltà ottici sono veramente indipendenti, anche se
sembrano essere in rapporto a prima vista. Dalla Fig. 3-6 si può pensare che,
aberrazione sferica sulla superficie non ha nulla a che fare con un secondario
sospesa sopra di esso. Ma il secondario getta un'ombra sullo specchio e quindi
modifica il contributo della aberrazione di fronte d'onda. Il centro spaziale
frequenze della "Entrambi" curva di fig. 3-6 non è così male come ci si aspetta da questo
equazione degradazione.
Un risultato particolarmente felice di questa mancanza di indipendenza è l'effetto su un
difetto zonale al centro di uno specchio. Se la diagonale è sufficientemente grande,
completamente ombreggiare l'errore e non sarà in grado di rilevare la
aberrazione.
Alcuni dispositivi ottici, in particolare quelli senza oculari intercambiabili,
le ottiche progettate come unità. Le aberrazioni inerenti l'obiettivo sono
annullato da aberrazioni diretti in versi opposti nell'oculare o cordiera altro
ottiche. Quando separati, scarso rendimento o per niente (comune nei militari
avanzo attrezzature). Quando si tenta di utilizzare l'equazione di tale degrado
ottica, il valutatore deve essere attento a circoscrivere l'intero sistema, non
solo parte di esso.
Per i telescopi astronomici più, la natura sconosciuta di quello che sarà
attaccato sul retro (se è una telecamera o un oculare) richiede che l'
obiettivo solo fare una buona immagine. Un protocollo non scritta nella progettazione di
telescopi astronomici richiede che il progettista incapsulare il massimo
numero di caratteristiche desiderabili al fuoco sia l'oculare e l'
obiettivo.
Esistono metodi per misurare la curva MTF per un set di ottiche, ma successivamente
capitoli non li risalto, i quali comportano una grande quantità di extra
attrezzature (Baker 1992, Murata 1965). Questo libro si concentra sul ladescrizione teorica dei casi ideali. Prestare particolare attenzione alle curve MTF in
le pagine che seguono. Anche se queste curve possono apparire poco interessante e
simili tra loro, essi comprendono tutti i problemi ottici. Se si impara a
interpretarli, si potrà meglio comprendere il modo in cui le ottiche sono degradati.
Page 72
Page 73
Capitolo 4
Diffrazione
Per le persone che studiano diffrazione la prima volta, i diversi punti di vista
presentate in questo capitolo può essere travolgente e le principali conclusioni possono
essere
perso nel dettaglio. Diversi elementi sono fondamentali per questa discussione, tuttavia,
in modo
diamo un'occhiata a loro all'inizio:
1. Diffrazione è causato dalla natura ondulatoria della luce. Perché la luce non può
essere
localizzato, le immagini sono necessariamente sfocata. Il concetto di meccanica
quantistica
del fotone come particella non aiuta a sistemare la sua posizione.
2. Diffrazione è una conseguenza di una apertura limitata. Si tratta di
un offuscamento angolari
che è indipendente dalla potenza focalizzazione dello strumento.
3. Diffrazione non è solo un fenomeno osservabile negli anelli. La diffusione dei
il punto centrale è causato dalla diffrazione.
4. Quasi-statico di luce e zone buie esistono perché diffrazione può essere
modellata come un'onda stazionaria, con l'apertura fornendo i confini.
5. Un limite esiste per qualità ottica che è difficile da superare.
Una volta che il lettore abbia una conoscenza di diffrazione, la star test è più
facilmente comprensibile. Diffrazione sé non è spesso spiegato bene, e molti
la gente crede una sorta di folklore su ciò che è e che cosa lo causa. Autori
diffrazione sia schivare del tutto, oppure prendere la troppo facile rifugio di
matematica. La scarsità di istruzioni introduttive è un peccato, perché
i concetti alla base di diffrazione non sono poi così difficili da capire. Di più
importante, alcune di queste idee sono le più belle e fondamentale
fisica. Tocca diffrazione su nozioni diversi come i limiti di ciò che è
conoscibile e il concetto di particella.
55
Page 74
56
Capitolo 4. Diffrazione
Diffrazione è molto di più il processo che genera anelli intorno a
immagine stellare. Se è vero che la diffrazione rende questi anelli, è possibile
ombreggiare i bordi dell'apertura di rendere tale chiamata arbitrariamente piccola.
Diffrazione, però, sfuma ancora il punto centrale. Immagini senza anelli mostrano
ancora
diffrazione. Letteralmente, diffrazione, una "rottura" di un fronte d'onda, che è
disturbato dal passaggio dell'onda vicino un corpo oscura.
Dire che eravamo in un universo in cui la luce consisteva di infinitamente piccolo
particelle che possono essere tracciate dalla stella, attraverso il telescopio, e, infine, a
l'occhio. Diffrazione non esisterebbe in un mondo così. Sia le particelle continuano
indisturbato al di là del corpo oscura, o colpito e vengono arrestati. Chiudere
approccio farebbe alcuna differenza. La regione esterna del cono luminoso
nei pressi di fuoco, in cui normalmente non si aspettano la luce, si chiama geometrica
ombra.
Quando i progettisti ottici a raggi ottici di traccia, che stanno utilizzando la "luce-comeparticelle "ipotesi che la luce andrà solo se la geometria consente. L'
concetto di luce che si muove in particelle si chiama "ottica ray." In ray tracing la
sistema, sono supponendo che la luce passa attraverso l'ottica come se fosse un piccolo
sfera elastica, le punizioni corporali in superfici ottiche, deviato secondo empirica
regole di rifrazione e riflessione. Sorprendentemente, questo modello balistico predire
corso della luce abbastanza bene. Per primo ordine, che fa un buon lavoro.
Sfortunatamente, il comportamento della luce ha altre caratteristiche non spiegato
dalla luce di modellazione come una particella. Luce sembra essere in grado di girare gli
angoli. Di per sé,
questa funzione non è troppo sorprendente. Ogni fisico intraprendente 17 ° secolo
potrebbe
hanno postulato, per esempio, che una particella di luce ha una certa dimensione
finita. Poiché
spazzole vicino a una superficie, esso potrebbe essere spinto indietro nella regione
illuminata. Ma
esperimenti condotti in prossimità di bordi dritti dimostrato che la luce fosse deviato in
ombre l'oscuramento. Invece di sbattere le spalle nel oscuramento
corpo ed essere gettato nella regione illuminata, il raggio di luce sembrava afferrare
il bordo dell'apertura e oscillare intorno. Stranamente, alcuni dell'ombra
sembrava anche a sanguinare nella regione illuminata.
Alcuni angoli di deflessione sono preferiti. Allontanandosi dalla posizione di
migliore messa a fuoco, l'illuminazione si affievolisce come previsto. Ma ecco lo strano
comportamento che
poi comincia a illuminare di nuovo. Con angoli più in alto, l'illuminazione
passa attraverso molti tali oscillazioni, che causano gli anelli di diffrazione familiari
intorno alle stelle. Una teoria postula la luce come particelle non ha modo di capire
tale comportamento, se non supponendo un difetto l'ottica. Al fuoco, non si
aspetta luce per essere ovunque tranne in un punto nel centro abbagliante.
La spiegazione finale è venuto da dire che la luce non assomigliava
particelle tanto quanto le onde. Molti di questi effetti possono essere osservati in un
Page 75
4,1. Le coordinate della Luce
57
puddle-o altra piscina profondo di acqua osservando il comportamento dell'acqua
onde in superficie. Posare un pezzo di legno attraverso parte della pozza modo che
interferisce con il corso regolare delle onde, e iniziare una ondata facendo cadere una
di ghiaia su un lato della piscina. Si noti che l'onda passa alla fine della
legno, si arriccia attorno nella regione protetta. Questo è diffrazione.
Onde d'acqua sono molto interessanti, ma non immediatamente sembrano riguardare
di qualità ottica in un telescopio. Tuttavia, vedremo come il comportamento di un
onda vicino da un ostacolo o bordo risultati nel degrado dell'immagine. Diffrazione è
il meccanismo che produce imperfezione inevitabile telescopi.
Nel vecchio luce-come-particelle modello, l'immagine potrebbe essere perfetto finché l'
superfici erano perfette. Le minuscole particelle sarebbe volato nel telescopio, manca
tutto
degli ostacoli. Essi sarebbero quindi perfettamente deviato da l'ottica,
sempre ripreso proprio al punto giusto. Raggi in uno strumento perfetto o perdere
il telescopio del tutto o sono immessi in un cerchio sfocatura infinitesimale. Potremmo
controllare attentamente l'immagine di strumenti eccezionali e in effetti vedere un
piccolo
replica della stella. Nelle vicinanze, si potrebbe anche osservare un planetario ancora più
piccolo
immagine.
Purtroppo, il mondo reale dell'ottica non consente precisione infinita. Onde
non sono localizzati. E 'un po' come le dita di pittura mentre indossa guantidisegnare linee sottili o punti è impossibile con queste dita grassocce. La gente ha
Spesso si pensa che la diffrazione può essere soppressa dal oscuramento o diffusione
bordo. Tuttavia, diffrazione nasce perché l'energia delle onde esiste in un numero finito,
limitata apertura. L'apertura è sempre nel nostro sistema ottico, così modificando
il bordo modella il corso di come le onde sono interrotte, non il fatto che
sarà disturbato. Siamo in grado di spingere gli effetti di diffrazione intorno come un
bambino
riordinando le verdure su un piatto di cena, ma siamo in grado di farli andare
di distanza.
4.1 Coordinate di Luce
Dove si trova un'onda luminosa? In Fig. 4-1, prova a indicare la posizione della luce
onda. Si potrebbe ipotizzare che l'onda luminosa è una delle creste lungo che viene
rappresentato in figura, ma questa congettura errori la rappresentazione grafica per
verità. In raffigurante il progresso della luce, è conveniente tracciare le creste
o depressioni, ma quei luoghi non hanno alcun impatto particolare. I punti a metà
l'onda non fanno parte inferiore dell'onda. Nel rilevare un'onda, dobbiamo essere
attenzione ad evitare che l'interpretazione umana per colorare la risposta.
Come potremmo scegliere una cresta piuttosto che un altro? Si potrebbe segnare una
cresta d'onda
corrispondente ad una caratteristica di interesse telescopico, come quello appena
Page 76
58
Capitolo 4. Diffrazione
Fig. 4.1. Parte di un'onda
.
passando attraverso l'apertura. Tale cessione non ha alcun significato, però.
La luce non si cura di ciò che è previsto per essa, non ha memoria o motivazioni.
La risposta alla domanda iniziale è facile, ma insoddisfacente. L'onda non è
in qualsiasi posizione specifica. In realtà, un modo migliore di descrivere un'onda è
riconoscerlo come un processo dinamico.
La cosa importante da ricordare è che un'onda ha sorgenti (lampade, laser,
stelle, ecc) modificato da confini. Le fonti sono i punti che possono essere
racchiusi in volumi osservati da emettere più energia di quello che sono
ricezione. I confini sono costituiti gli oscuramenti diffrattive, l'
bordi dell'apertura, le superfici riflettenti, e le superfici di transizione tra
rifrangente media. Il comportamento dell'onda a tali superfici (se è
assorbita, riflessa o trasmessa a una velocità inferiore) deve essere specificato. A
descrivono diffrazione correttamente, dobbiamo risolvere quello che è chiamato
un boundary-value
problema per l'equazione d'onda nella regione di interesse.
Quando un'onda proviene, quanto è forte, e dove sta andando sono
più importante di dove si trova. La nostra onda è come da copione coreografia, con
ogni posizione nello spazio piccolo ha le sue proprie istruzioni danzanti. L'onda che
percepire è la totalità di tutti questi ballerini si muovono in concerto.
Il fatto stesso che non si può puntare a una particella di luce e dire "è lì"
mette un po 'di incertezza sulla capacità della luce di essere diretto. La morbidezza della
luce
posizione induce la sfocatura dell'immagine finale.
La rivoluzione quantistica ha rivelato che la luce è confezionato in discrete
particelle chiamate fotoni. Dal momento che la teoria quantistica è un perfezionamento
del precedente
metodi, non vuol dire che la luce è composta da raggi piccoli, dopo tutto?
La teoria quantistica è strana e non intuitivo. Per capirlo, dobbiamo
essere disposti ad abbandonare la nostra esperienza del mondo macroscopico. Ci sono
solo troppo
grande per utilizzare ciò che sappiamo del mondo nel tentativo di visualizzare il
quantum
universo.
Page 77
4,1. Le coordinate della Luce
59
In meccanica quantistica, un modo si può descrivere la posizione di un fotone
prima che sia stato rilevato è di dare la sua densità di probabilità, cioè, la probabilità
di incontrare il fotone in una posizione particolare. Una particella di probabilità
densità è legata alla sua funzione d'onda. Se la funzione d'onda è forte, il
densità di probabilità è alta. Ma la densità è misurabile solo eseguendo molti
fotoni attraverso l'ottica.
Forse il modo migliore di spiegare questo principio è quello di immaginare la seguente
esperimento. Dire che abbiamo avuto l'apertura di fig. 4-2a, e un singolo fotone è stato
proveniente da sinistra. Pellicola fotografica è la messa a fuoco. Il fotone colpisce l'
emulsione in posizione A, innescando una risposta in un singolo granello del
materiale fotosensibile. Se dovessimo fermarci qui e sviluppare il film, avremmo
dispongono già di prove contraddittorie. Da un lato, il grano non è oscurata
situato precisamente nella posizione di messa a fuoco geometrico, che è dove la
tratteggiata
linea interseca il film. Ma l'emulsione è stata colpita solo a quel punto,
lasciandoci con l'impressione che una particella è stato rilevato. "Forse il
l'allineamento è spento, "potremmo dire, e con attenzione eseguire di nuovo
l'esperimento. Ora
Giocato a B.
Fig. . 4-2 A) Un colpo in A, b) un altro colpo a B, c) molti successi con istogramma.
A questo punto i fotografi sensibili avrebbe riconosciuto che si esaurirà di
pellicola prima di essere più vicini alla verità. Per la prova successiva, abbiamo
Page 78
60
Capitolo 4. Diffrazione
lasciare il film in un tempo sufficiente per raccogliere successi molti fotoni. Dividiamo
la zona
in aree in miniatura chiamati elementi di immagine o pixel, quindi contare tutti i colpi
all'interno di ciascun pixel e tracciarli a destra come in Fig. 4-2c. Ora vediamo un
tendenza del modello di diffrazione inizia a mostrare. Ma sappiamo già che
tale comportamento si spiega con un'onda.
Quindi, torniamo alla domanda iniziale, è chiaro meglio descritta dalle particelle o
onde? Da un lato, si osserva chiaramente che qualcosa influisce sul
emulsione fotografica in posizioni individuali. È possibile regolare l'intensità della
luce fino a quando il tasso di grano oscuramento è arbitrariamente lenta. Ciò sembra
indicare minuscolo
particelle. D'altra parte, un sacco di tali particelle individuali sono statisticamente
distribuiti nelle caratteristiche attese per un'onda.
Abbiamo preso come un articolo di fede che la luce non ha alcuna intelligenza o motivi.
Qui ci sembra di scoprire che i fotoni a quanto pare riesce a ricordare dove altri
fotoni già rilevato. Di registrazione e di comunicazione sono
due potenze più difficili da attribuire a particelle di luce.
Abbiamo incontrato la cosiddetta "dualità onda-particella," uno dei apparente
paradossi della fisica quantistica. L'intera idea di particelle (siano essi
fotoni, elettroni, quark, o qualsiasi altra cosa) che sfrecciano attorno è un esempio di una
delle
quei concreti del mondo reale le idee che non si applica a livello quantistico. Noi
non può imporre il nostro tipo di realtà macroscopica sulla situazione microscopica. Noi
vorrebbe particelle di essere perfettamente sferica, ad essere colorato con tonalità
diverse, e
tutti di avere un luminoso, evidenziare una finestra rettangolare in cui riflette sulla
tomaia
lato sinistro. Ma il mondo quantistico non ci presenta con una tale confortante
immagini. La cosa importante da ricordare è che non si può stabilire se il
fotone è una particella o un'onda contemporaneamente.
L'unico modo per determinare l'esistenza di un fotone è al pin contro
un fotorivelatore. Si può pensare ad esso come un'onda finché non cerchiamo di
individuarlo.
Quando lo facciamo, la sua densità di probabilità crolla da un'infinità di luoghi
definita dalla funzione d'onda di un singolo punto. Siamo in grado di guardare il piccolo
granello di
la fotografia e dire "è lì" fino a quando ci rendiamo conto che il verbo è nella
passato. L'unico modo per essere sicuri che un fotone esiste è di distruggerla.
Il primo fisico a mettere questo in forma matematica era Werner Heisenberg,
che ha espresso quello che è conosciuto come il, incertezza, o meglio "indeterminatezza"
principio. Lungi dall'essere un limite scoraggiante per ciò che possiamo sapere, questo
principio ci dice cose nuove sulla dinamica del moto delle particelle. Si può
anche utilizzare il principio di indeterminazione di ricavare un'espressione approssimata
per
il raggio del disco di diffrazione.
Ciò è sconosciuta questa situazione è dove il fotone (cioè il "raggio")
è entrato l'apertura. Sappiamo dove è finito e dove è nato, ma noi
sono incerti sul percorso intervenire. Il Heisenberg
Page 79
4,2. La conseguenza di filtraggio
61
principio di indeterminazione è indicato approssimativamente come segue: L'incertezza
nella
impulso di una particella in una certa direzione volte l'incertezza del suo
posizione è approssimativamente costante molto piccola, o
h
y
p
y
≈
Δ
Δ
(4.1)
dove
Δ
p
y
è la confusione in moto nella direzione y,
Δ
y
è la confusione
in posizione y, ed h è il numero piccolo, chiamato la costante di Planck. Siamo in grado
di
riscrivere questa approssimazione per trovare la diffusione del angolo di rilevamento
dopo molti
conta:
⋅
≈
Δ
≈
Δ
n
diffractio
y
y
y
y
p
h
p
p
θ
(4.2)
L'espressione per la quantità di moto di un fotone è l'energia diviso per il
velocità della luce, o E / c. energia del fotone è Ε = hv. La costante c è la
velocità della luce, ν è la frequenza della luce, e λ è la lunghezza d'onda; c = vλ
descrive il modo in cui questi interagiscono quantità. L'incertezza in posizione Δ y è
solo il diametro del diaframma D. Pertanto, l'incertezza in angolo diventa
⋅
=
≈
D
vhd
hc
n
diffractio
λ
θ
(4.3)
Questo risultato è vicino alla espressione 1.22λ / D per il raggio angolare del
Disco di Airy.
1
4.2 Il conseguenze in materia di filtraggio
Abbiamo già visto nel capitolo 3 come il telescopio spaziale ha una limitata
risposta in frequenza analoga alla risposta di frequenza 20-20.000 Hz di audio
apparecchiature. Qual è l'implicazione di questo filtro? Può la conoscenza del
limitazione delle frequenze spaziali utilizzata per ricavare informazioni interessanti sui
diffrazione?
La superficie bidimensionale di una apertura circolare inietta alcuni nonistruttive complicazioni matematiche sul problema, in modo che sarà più facile
ancora una volta alla situazione più semplice di elettronica audio. In questo caso,
abbiamo
sono interessati solo a variazioni nel tempo o di frequenza.
L'audio analogico di una stella o di una sorgente puntiforme ottico è un pop
elettronico. Essa
potrebbe anche essere causato da un graffio o difetto su un vecchio disco LP in vinile. Se
hai
mai provato ad ascoltare una stazione radio a distanza per mezzo di una tempesta di
intervento, è
sono probabilmente familiarità con il crepitio staccato come un fulmine ha luogo.
Una cosa che probabilmente non ha notato, tuttavia, è che ogni uno di quelli
pops suona identico, variando solo in ampiezza.
__________________________
1
Equazione 4.1 è semplificata. Coloro che sono interessati a questo argomento può
trovare di più, in ogni
meccanica quantistica elementare testo, ad esempio Parco 1974.
Page 80
62
Capitolo 4. Diffrazione
Questo fatto sembra abbastanza innocente, ma ci dà una visione in suono
riproduzione. Ogni piccolo crepitio suona esattamente la stessa attraverso una audio
sistema. Se hai ascoltato un altro sistema audio con un molto diverso
configurazione, diciamo un buon mercato, radio portatile a transistor rispetto al tuo
stereo può avere una diversa tonalità. Eppure ogni pop prodotta da tale altro
radio è lo stesso pure.
La corretta interpretazione di questo comportamento uniforme, è che non si è
ascoltando dettagli dell'attività elettrica in tempesta o dalla sorgente. Sei
sentire una sorta di firma del dispositivo di riproduzione stessa. Il crepitio
il rumore è semplicemente il meglio di tentativo di riprodurre un salto brusco.
All'inizio del 19 ° secolo, il fisico Joseph Fourier scoperto
che complicati, anche discontinue, le funzioni potrebbero essere simulati per
alta precisione arbitrariamente dalla somma di una serie di funzioni seno e coseno di
più in alto di frequenza. Un "pop" può essere descritto da questa serie infinita:
a (t) = 1 + 2 (cos (t) + cos (2 t) + cos (3 t) + ...),
(4.4)
dove a (t) è l'ampiezza in funzione del tempo. Il colpo secco in realtà
sente è l'intensità I = un
2
(T).
Essendo un filtro, il sistema audio non trasferisce frequenze ad un arbitrariamente
alto valore, ma non avendo inizia a circa 20.000 Hz. Così, stiamo andando ad avere per
troncare questa serie da qualche parte. La figura 4-3 mostra l'effetto sull'intensità se
abbiamo lop fuori la serie a 10 termini coseno. Il brusco picco del crepitio è stato
piuttosto ridotta a una funzione diversa.
Questa funzione di risposta simile a un modello di diffrazione, completo di anelli.
In realtà, è identico al modello di diffrazione di un diaframma a fessura o rettangolare.
Diffrazione è un risultato di un guasto del sistema ottico per trasmettere arbitrariamente
alto
frequenze spaziali, proprio come il suono di fig. 4-3 è un effetto della limitata
larghezza di banda audio. A puntiformi atti stelle come un impulso audio forte. Di una
stella
diffrazione è simile a una funzione risposta all'impulso. Si è definito un puntodiffondere funzione perché la maggior parte stelle sono lontane e occupano
insensibilmente piccoli
angoli. Non solo anelli appaiono in Fig. 4-3, ma anche l'infinitamente forte picco
ha ampliato in un picco stretto di larghezza misurabile.
Lettori astuti probabilmente conto che la simmetria del disegno: la
curva di risposta oscilla molto prima della comparsa sul record accade davvero, ma
che tale oscillazione non è possibile. Il nome di questa limitazione è la causalità, o
il requisito che precedono causa effetto. La causalità è un problema centrale della
speciale
relatività, ma ha anche implicazioni qui. La simmetria di Fig. 4-3 è un
artefatto della ingenuo modo in cui questo processo è stato modellato. Gli sfasamenti dei
i singoli termini coseno nell'equazione di cui sopra sono state ignorate. Abbiamo
implicitamente
presume che
Page 81
4,3. Onde sono Reborn
63
Ora sulla registrazione [unità arbitrarie]
Fig. 4-3. L'intensità di un crackle audio è simulato come un troncamento della serie in
Eq. 4,4.
tutti i segnali passano attraverso il sistema alla stessa velocità con la stessa fase. Una
vera e propria
sistema ritarda ogni frequenza leggermente e regola le fasi in modo tale che nessun
segnale può essere rilevato prima che accadesse. Il modello sarebbe diventato
asimmetrico
con la maggior parte il suono che viene dopo la più acuta picco. Ogni sistema audio
dispone di un proprio
slurring caratteristica di questo modello.
Fortunatamente, modelli di diffrazione ottica non sono calcolati in base al tempo
frequenze e non devono obbedire causalità. Essi possono essere ben simmetrico. Dopo
tutto,
frequenza spaziale è solo un'analogia conveniente per frequenza reale. Sei libero di
guardare
entrambi i lati di uno schema ottico, ma non si può tornare indietro nel tempo.
4,3 Waves rinascono
Il modo successivo e più importante vedremo diffrazione è una teoria molto antica
originariamente proposto da Christian Huygens (1629-1695) per spiegare perché la luce
si osserva
nella zona d'ombra.
La propagazione delle onde termine è usato senza molta attenzione alle sue origini.
La propagazione è una parola originariamente associato con botanica, dove lo scopo di
rendere nuovo
piante da talea. I suoi significati sono la moltiplicazione, la riproduzione o
diffusione di piante e animali. Si è venuto a significare la diffusione di idee o anche
disinformazione (da qui, "propaganda"). Ma il concetto di riproduzione è insita
propagazione e dà un indizio su ciò che Huygens suggerito.
Page 82
64
Capitolo 4. Diffrazione
Huygens potrebbe spiegare la luce appare in ombra assumendo che ogni
punto su un fronte d'onda emetteva il proprio wavelet sferica divergente. Il
istante successivo dell'onda sarebbe dato dalla somma di tutti questi piccoli
wavelet. Solo nella direzione del fronte d'onda era in viaggio farebbe con i wavelets
non si annullano a vicenda. In altre direzioni, un movimento laterale wavelet sarebbe
annullare wavelet altro punto che era fuori fase con essa. Analogamente, se un
copertura cerca di crescere lateralmente, si constata che una foglia su un altro ramo ha
già
preso la luce del sole. L'unica direzione che la crescita è libero è verso l'alto e
verso l'esterno.
Un istante dopo, ogni nuovo punto del fronte d'onda emetterebbe un'altra
sferica wavelet divergenti. Allo stesso modo, nella siepe, foglie interne appassire e
sono sostituiti da foglie esterne. Così, potremmo definire la progressione dell'onda come
rinascita ad ogni nuovo fronte d'onda, un "propagazione" nel vecchio senso botanico.
Fig. 4-4. Gratuito tenuto in divergenza di un'onda sferica
.
La situazione di Fig. 4-4 non richiede una considerazione di propagazione, ma
in Fig. 4-5 si vede una ragione per questo. Quando l'onda di moltiplicazione da un
lontano
fonte incontra un'apertura, un disturbo improvviso si verifica nella splendida
simmetria. Punti all'interno del diaframma emettono wavelets alto, in basso, o fuori, ma
non
fonti corrispondenti oltre all'ombra dell'apertura fornire cancellazione
interferenza da quella direzione. Nel centro del diaframma, l'onda
propaga tanto come ha fatto in campo libero, ma fuori sul bordo, alcuni dei
perdite di energia oltre nell'ombra geometrica. I piccoli punti che emettono wavelet
sono chiamati radiatori elementari o fonti secondarie. Questi radiatori non sono
immaginato come veramente appeso come perle al diaframma. Sono solo un infinito
numero di punti matematici.
Page 83
4.3. Onde sono Reborn
65
Fig. 4-5. Diffrazione di un'onda piana in un'apertura.
Fig. 4-6. Una lente, apertura, e oculare mostrando aberrazione tilt
.
4.3.1 Diffrazione e di messa a fuoco
Diffrazione in telescopi è causata dalla limitazione della luce
un ingresso diaframma. Focalizzazione è una comodità imposto al sistema ottico.
Questo è implicito nella fig. 4-6, in cui l'apertura e la potenza di messa a fuoco hanno
stato diviso in due funzioni indipendenti. Una funzione è l'windowing di
luce da un diaframma o rettangolare copertura dell'apertura diffrazione. Diffrazione
si verifica se la luce viene focalizzata o meno, ma succede anche nelle macchine
fotografiche a foro stenopeico.
Tutto il lavoro ottico viene fatto sulle parti nondiffractive focalizzazione del ottica
sistema. Quindi il compito di ottica non è quello di rendere un problema esistente
Page 84
66
Capitolo 4. Diffrazione
peggio aggiungendo ulteriori aberrazioni una lente o specchio. Un ottico non può
correggere la finestra attraverso la quale il telescopio sta cercando.
La discussione che segue presume che la messa a fuoco quando si è già fatto
il fronte d'onda incontra l'apertura. Questa convenzione non modifica la
principi generali coinvolti.
4.3.2 Zone Fresnel
A fuoco, tutti i radiatori dovrebbe oscillare con la stessa fase. Ogni
punto di un'apertura perfetta sembra essere in bicicletta insieme ad ogni altro punto.
Un sensore a tale obiettivo è inondato di luce. Tuttavia, con una leggera angolazione con
la
asse ottico (come in Fig. 4-6), il sensore vede alcuni dei punti oscillante poco
dietro gli altri punti. Non sono realmente facendo qualcosa di diverso, ma parte di
l'apertura è più lontano. Perché il tempo passa come la luce si extra
distanza, i radiatori sono percepiti presso la sede del punto di fuoriuscita di essere in
ritardo
dietro al resto. Risultati parziali alla cancellazione onda dell'intensità totale della luce
essere meno a questa distanza laterale da fuoco.
Se il sensore è abbastanza fuori asse, alcune parti distanti del diaframma sono
visto essere di nuovo in fase. In realtà, sono una lunghezza d'onda completa dietro l'
vicino parti del diaframma, ma dato che l'oscillazione è sinusoidale, non possiamo dire
la differenza. Le fonti di tali onde sono transizioni atomiche che si verificano
rapidamente, ma l'esplosione di luce può essere un singolo pacchetto d'onde molti metri
e
milioni di lunghezze d'onda lunghe. Nel corso di un paio di lunghezze d'onda, davvero
non riesco a vedere alcuna differenza da una cresta d'onda ad un altro.
Ritardi differenti sono indicati in Fig. 4-7 da zone di Fresnel,
2
buio e luce
regioni sul diaframma. Zero fase si verifica solo in corrispondenza dell'interfaccia tra
due
zone. Radiatori elementari che si profilano in fase sono indicati come "+" regioni.
I punti che sono dietro in fase sono chiamati "-" le regioni. Il colore scuro o luce
solo un identificatore di ciascuna regione; denota un cambiamento di fase di una mezza
lunghezza d'onda.
Non rappresenta l'aspetto attuale, e non rappresentano la
illuminazione. In realtà, queste regioni gradualmente sfumare l'uno nell'altro. L'attuale
fase varia uniformemente, ma queste regioni strattonare da un segno all'altro.
La posizione di rilevazione in fig. 4-7 è indicato da un punto piccolo, che è nella
piano focale di un oculare. Inoltre, il modello sul dell'apertura indica la
Zone di Fresnel come si è visto da quel punto, piuttosto che dal nostro punto di vista
esterno.
Questo modello cambia rapidamente. In soli 9,2 x 10
-16
secondo, il modello è
invertita da positivo a negativo (ricordate, le onde stanno volando nella
_________________________________________
2
Prende il nome dal fisico J. Augustin Fresnel, 1788-1827.
Page 85
4,3. Onde sono Reborn
67
Fig. 4-7. Zone di Fresnel come visto da un punto di offset da una stella. Notate le
proiezioni della luce
cono sulla parete di fondo e lontano del telescopio. Questo offset è 1.22fλ / D sopra
l'immagine a fuoco.
Le aree positive e negative cancellare in modo che questo offset è il primo anello scuro.
apertura). Se si segue il movimento delle barre incrementale su scale temporali piccoli,
si stanno affrettando verso il basso. Se il rivelatore è sul lato inferiore del fuoco, si
precipitano verso l'alto. Il
effettivo onda ricevuto in qualsiasi sito è la media nel tempo della summed
valori di fase di tutti questi radiatori piccoli.
La descrizione delle fasi di zona di Fresnel sulla apertura non deve essere confuso con
l'aspetto dell'immagine. Ogni posizione dell'immagine ha una propria serie di Fresnel
zone. I modelli di zona di Fresnel non sono osservabili direttamente in quanto fanno
riferimento all'onda
campo e siamo in grado di misurare l'intensità solo al sensore. Questa zona di Fresnel
immagine è un modello comodo, nient'altro. Tuttavia, riesce a dimostrare
molti dei fenomeni di diffrazione e la base dei calcoli più accurati
descritto nell'appendice B.
A rischio di essere troppo ingenui, pensiamo che l'apertura come un disco di grandi
dimensioni
di cartoncino. Per determinare l'intensità netta onda, abbiamo tagliato fuori tutto il likearee colorate del disco e gettarle in due mucchi distinti, uno positivo e l'
altro aspetto negativo. Abbiamo poi pesare ogni pila e venire con due valori, ad esempio
5 grammi
4 grammi negativi e positivi. Quattro grammi si annullano a vicenda, lasciandoci con 1
extra
grammo di peso negativo di guardia che il valore della "somma delle onde." Pertanto, la
somma media delle onde
è -lg/9g = - 1/9. Calcolare un numero proporzionale all'intensità della luce, che
è sempre una quantità positiva, abbiamo bisogno di far quadrare questa somma per
ottenere una intensità di 1/81.
L'intensità è debole, quindi il nostro offset deve essere da qualche parte tra gli
anelli. Figura
4-7 è in realtà a un punto di equilibrio. È proprio tra la
Page 86
68
Capitolo 4. Diffrazione
Fig. 4-8. Minimo Seconda diffrazione a 2,23 fλ / D
anelli, e quindi l'area scura dovrebbe cancellare l'area di luce, a seconda della qualità
del disegno e la nostra abilità con le forbici immaginarie. Figura 4-8 mostra il
successivo anello scuro, che avviene ad una distanza più lontano dall'asse. Qui
l'inclinazione è
peggio, zone in modo più mostrare, e due barre sono visibili. Tra gli offset
di fig. 4-7 e Fig. 4-8 è il primo anello di diffrazione, dove il positivo e
sezioni negativi fare il lavoro peggiore di annullare a vicenda. Cinque barre mostrano lì,
ma le due barre esterne sono molto sottili.
La cosa importante da imparare da modelli di Fresnel è che la somma onda è
inefficiente ovunque tranne che proprio in perfetta messa a fuoco. Pensate alla
costruzione di carta. A fuoco l'apertura ha ovunque lo stesso segnoniente annulla. La somma viene 9g/9g onda, e l'intensità è 1. Sulla anche il
luminosa porzione del primo anello, si otterrebbe una somma non annullati ondata di
circa 1.2g/9g e una intensità di luce solo circa 1/57 il valore più luminoso. Il
più lontano si va di traverso, la peggiore è la situazione diventa. Ad un certo punto ti
rendi conto
che tutto quello che sta tagliando fuori sono nastri stretti quasi uguali di cartoncino.
4.3.3 Zone di Fresnel con Defocus
Il fronte d'onda cambia carattere quando l'oculare è sfocata. Figura 4-9
mostra l'aberrazione indotta in corrispondenza dell'apertura se l'oculare viene tirato
indietro. Il
zone di Fresnel risultanti sono circolari, come in Fig. 4-10. Con il passaggio di un mezzo
lunghezza d'onda, il modello inverte, producendo un punto negativo nel centro.
Tuttavia, il quadrato della somma onda è la stessa, così l'intensità ha la stessa
valore positivo. Per le posizioni dei sensori al di là di messa a fuoco, lo scorrere del
tempo sarebbe
mostrano un modello collasso con nuove zone che figurano alla
Page 87
4,3. Onde sono Reborn
69
Fig. 4-9. Sfocamento aberrazione. Le fonti secondarie sono vibranti sull'arco solido, ma
il
piano focale dell'oculare è al centro dell'arco tratteggiata. L'aberrazione assomiglia a
un fluido
in battuta deformazione. Il centro dell'apertura appare ritardata rispetto alle porzioni
esterne.
Fig. 4-10. Zone di Fresnel ad una aberrazione sfocamento di 1,7 lunghezze d'onda.
bordo dell'apertura. Queste nuove zone spostarsi verso l'interno a scomparire al
centro. Per
località all'interno di messa a fuoco, ci piacerebbe vedere i modelli di snapshot identici,
ma nuove zone sarebbe
sembrano esplodere dal centro e uscendo.
Anche se l'immagine è al collasso e abbiamo potuto scegliere qualsiasi snapshot, il
fase del fronte d'onda è scelto in modo che il punto centrale è la più grande. La quantità
totale di
defocalizzazione aberrazione in Fig. 4-10 è circa 1,7 lunghezze d'onda. Questo valore
può essere
determinato contando i colori dal centro e uscendo, il bordo è circa 3,4
mezza lunghezza d'onda zone fuori.
Page 88
70
Capitolo 4. Diffrazione
Abbiamo deliberatamente scegliere la fase del fronte d'onda in modo che l'area della
centrale
zona positiva è esattamente uguale a tutte le aree di altre zone di chiamata esso. L'onda
somma deve essere zero quando il numero di zone è 2, 4, 6, ecc Più elaborata
teorie prevedono in asse intensità immagine va a zero quando la defocalizzazione
aberrazione è 1, 2, 3 ... lunghezze d'onda, così come previsto da questa zona semplice
Fresnel
modello.
Muoversi verso l'alto, come in Fig. 4-11, mostra l'effetto di miscelazione ed inclinazione
defocusing aberrazioni. Figura 4-12 è il modello stessa immagine con una freccia
indicando la posizione del sensore di immagine. Il bordo di ombra geometrica è
mostrato come un anello luminoso.
Il forte, anello esterno visto in modelli più sfocate corrisponde al
posizione in cui il punto centrale di Fresnel comincia scivolare l'apertura. (In realtà,
è un mezzo andato all'inizio di ombra geometrica.) Così, la leggermente più luminoso
anello di bordo nelle immagini sfocate rappresenta il fiorire ultimo Fresnel centrale
zona prima che scompaia e l'oscurità si chiude trovi noti come le parti più brillanti
dei dischi non riempire il cerchio d'ombra geometrica e come una parte della luce
è sfuggito il disco ad occupare l'ombra. Se tale modello sono stati descritti da ray
ottica, il disco sarebbe un cerchio assolutamente perfetto di tratti distintivi e le tenebre
al di fuori del raggio d'ombra geometrica.
Questa immagine mostra un altro comportamento intrigante. Morbido anelli terrazza del
modello,
anche nella zona d'ombra. Poiché il sensore è compensato ulteriori zone di Fresnel,
freschi
si offrono alla vista, ogni causando un wiggle dell'intensità.
4,4 nodi e ventri
Alcune posizioni nel volume intorno al punto più luminoso immagine appare
essere scuro rispetto ai loro immediati dintorni. Figure 4-7 e 4-8
mostrò due punti siffatto primo e secondo anello scuro. In defocalizzazione, onoscurità asse si trova quando il numero di zone di Fresnel è un numero pari.
Queste posizioni sembrano essere tranquillo mentre infuria la tumulto intorno a
loro. Sono
valori nulli, i nodi più comunemente chiamato. L'opposto di un nodo è un ventre,
dove l'azione delle onde è più forte e la luminosità è al massimo locale. La
buon esempio di ventri sono i picchi degli anelli di diffrazione, come pure l'
punto più alto sopra l'immagine centrale stesso posto.
Tutti hanno visto i nodi, anche se molti non sono a conoscenza di esso. Se si guarda
attentamente una corda di chitarra, è possibile vedere il tipo più semplice di vibrazione
in fig. 4 13a. Ci sono due nodi al ponte e tasto, e un ventre unica al
centro. Questa situazione è chiamata un'onda stazionaria. Naturalmente, la presenza del
due nodi ai bordi della stringa è una sorpresa. Queste posizioni sono
meccanicamente vincolato e ci si può aspettare di muoversi molto.
Page 89
4,4. Nodi e ventri
71
Fig. 4-11. Un off-centro occhio di bue modello di zona di Fresnel che mostra due
aberrazioni (defocus e inclinazione)
mescolati insieme.
10
Posizione del sensore in fig. 4-11
Ombra geometrica al di fuori di questo raggio
Posizione del sensore in fig. 4-10
1,7
Fig. 4-12. La posizione indicata è dove l'intensità è calcolata come somma della zona di
Fresnel
Figg. 4-10 e 4-11. L'anello luminoso indica il confine d'ombra geometrica.
Ma i nodi possono appendere liberamente nello spazio, apparentemente tenuto da
nessuna contenzione fisica. Se si
pizzicare la corda della chitarra, come in fig. 4-13b, potrete vedere lo schema di fig. 413c a breve
dopo aver rilasciato la corda. Dopo più tempo passa, decadrà alla situazione in a).
Quando pizzicate la corda, la corsa conteneva un gran numero di frequenze (ricordate
Fourier e la funzione di risposta all'impulso). I più forti sono le frequenze
"Fondamentale" in a), e la "prima armonica" in c). Non ci sono modi di vibrazione
esistono altri
di multipli della frequenza fondamentale.
Page 90
72
Capitolo 4. Diffrazione
nodo
ventre
nodo
Fig. 4-13. Nodi e ventri di una corda di chitarra.
Situazioni a) ec), sono ad un'ottava di differenza. Che cosa succede se si desidera un
tono da qualche parte
in mezzo? Non si può trovare con una distanza fissa che separa il tasto e
ponte. Per ottenere un tono intermedio è necessario premere la stringa in un altro
tasto (Fig. 4-13d), il che implica una nuova armonica fondamentale e nuovo
sequenza.
Ora, se i nodi e ventri sono stati trovati solo in strumenti a corda, che
difficilmente essere utile per una discussione della diffrazione. Le onde stazionarie sono
ovunque, comunque. Per esempio, essi sono visibili sulle superfici di rapida
vibrante liquidi. Queste onde stazionarie sono a volte visto in una tazza di caffè o
altro contenitore scuotendo sul tavolo come un apparecchio o uno strumento con un
veloce
motore elettrico. La superficie appare quasi fermo, anche se sai che
intellettualmente che la velocità di onde d'acqua è molto più veloce rispetto alla quasi
deriva piacevole delle onde. Un equivalente del ponte e tasto in questo caso è
il bordo del contenitore, e l'onda stazionaria appare bidimensionale
superficie del liquido. Se il contenitore è rotondo, la vibrazione più probabile è
radialmente
simmetrica. Se si tratta di piazza, si vede una sorta di figura a scacchiera.
Un caso tridimensionale occasionalmente possono essere trovati in un forno a microonde
vecchio
forno. Modelli di cucina a microonde sono in genere suscitato da un ventilatore in
metallo a scomparsa
posto sopra il portale di uscita del trasmettitore di microonde. Questi ventilatori possono
fallire, e
l'unico cambiamento visibile è che la cucina diventa molto irregolare. Un fermo
in piedi modello d'onda è impostato che si surriscalda i ventri e lascia il
cibo quasi crudi in corrispondenza dei nodi.
Anche con un ventilatore di lavoro, i fori e le regioni luminose possono interferire anche
con
cottura. Per questo motivo, il cibo deve essere spostato almeno una volta durante la
cottura.
Ognuno di noi ha sperimentato i piccoli punti caldi che scorch popcorn surriscaldato in
forni a microonde. Queste regioni antinodal sono circa 1-2 cm di diametro.
Che cosa sono il ponte e tasti qui? Il forno a microonde è un metallo
Page 91
4,4. Nodi e ventri
73
cavità le cui pareti sono nodi perché conduttori elettrici non possono avere elettrica
campi profondi al loro interno. Poiché qualsiasi forma di radiazione elettromagnetica ha
sia
campi elettrici e magnetici che si propagano in tandem, la cavità metallo riflette
microonde in modo efficiente. Anche per la finestra, si sta guardando attraverso un
metallo
maglia che si comporta come una parete metallica solida alle microonde. Il cibo è
sempre
elevata su un vassoio basso perché non si riscalda destra contro un nodo.
Ecco il collegamento al telescopio ottico. Un'apertura telescopio è oscillante
a una data frequenza immutabile (come il trasmettitore di microonde). Luminoso
posti nell'immagine sono l'equivalente dei punti caldi nel forno. Luoghi scuri sono
simile a punti freddi che lasciano il cibo crudo.
Possiamo quindi interpretare il comportamento della struttura diffrazione vicino fuoco
come
onde stazionarie. Una fetta attraverso la regione focale di un'immagine che soffre di una
quantità di aberrazione sferica è rappresentata in fig. 4-14. Questa figura mostra
come la luce collassa per mettere a fuoco e si espande di nuovo al di là di esso, con la
regione
vicino all'obiettivo a sinistra sopra l'etichetta -2 e la regione più
dall'obiettivo sopra l'etichetta 2. E 'stampato a contrasto molto basso per
sottolineare il basso livello struttura. I nodi e ventri sono facilmente
identificare. Poiché l'apertura è una struttura rigida geometrica, esistono
luoghi in cui l'onda non si adattano correttamente e luoghi in cui la vibrazione è
favorito.
SA = -0,12 fetta modello
6
-2
2
Fig. 4-14. Fetta longitudinale vicino centro di una apertura che soffre di una leggera
aberrazione sferica.
Questa situazione è molto simile a un ruscello che gocciola su un alveo roccioso.
Oltre un ciottolo particolare, la superficie dell'acqua è elevata una piccola
Page 92
74
Capitolo 4. Diffrazione
importo. In altri luoghi la superficie sembra indisturbato. L'aspetto generale è
ingannevolmente congelati, e ci dimentichiamo che in pochi istanti tutta l'acqua ha
spostato a valle per essere sostituito da acqua dolce occupando la stessa
configurazione.
Allo stesso modo, noi interpretiamo l'onda in piedi l'immagine come una sorta di fisso
artefatto, ma l'energia è correre attraverso lo strumento alla velocità della luce. Il
punti nodali che possono essere viste come anelli scuri nell'immagine mirato e
corrugazioni nell'immagine defocused sono indotte dalla geometria del
situazione. Sono più come il sasso che l'acqua. Aberrazioni disturbare la
geometria e così facendo incidere le onde stazionarie.
4,5 Aberrazioni-The Other funzione allievo
L'inclinazione e le aberrazioni sfocamento sono errori correggibili. È vero, non si può
vedere
molto se l'immagine è sfocata, ma è possibile recuperare un'immagine nitida con solo
una
ruotare di una manopola. Errore Tilt richiede semplicemente di reindirizzare lo sguardo
al centro
dell'immagine stellare. L'osservatore non può eliminare le macchie di dell'immagine
causata da diffrazione, ma se l'ingrandimento è abbastanza piccolo, che è spread
accettabilmente piccola.
Fino ad ora, la discussione è stata per lo più su aperture perfette. Che cosa
succede quando qualche imperfezione fa sì che il fronte d'onda a fibbia che passa
attraverso l'apertura? Le nostre fonti secondarie poco o radiatori, non sono più in
la superficie di una sfera. Essi si limitano a una sorta di forma di superficie per
che non unica posizione del fuoco può essere trovato. Asimmetrie formano nel nodo
pattern (come in fig. 4-14).
La migliore posizione di messa a fuoco non vede più questi radiatori in una sola fase. Il
somma onda non può mai eguagliare l'intera area del diaframma. Naturalmente, per la
maggior parte
le aberrazioni realistici considerati in questo libro, gli errori di messa a fuoco al meglio
non arrivano mai così grande da richiedere più di una zona grossa Fresnel per mostrarlo.
Non fino a quando ammonta aberrazione a 1/2 lunghezza d'onda da picco a valle sarà più
che
uno zona di Fresnel appaiono sul diaframma al migliore messa a fuoco. Un modo più
accurato
facendo la somma delle onde mostra che l'intensità di picco è sempre inferiore all'unità
per le aperture di aberrate.
Queste zone di Fresnel sono un buon dispositivo educativo, ma non consentono
gradazione sufficiente a consentire un esame dettagliato di ciò che sta accadendo con
radiatori presso l'apertura. Per questo, abbiamo bisogno di introdurre la funzione
allievo. Per
Ora, siamo in grado di definire la funzione allievo come una superficie contenente
informazioni su
sia la fase e la trasmissione della aberrazione. È definito più
proprio in Appendice B.
La distorsione aberrazione del fronte d'onda di sfocatura semplice appare in
Fig. 4-15. L'apertura è mostrato al di sotto del fronte d'onda. Zone di Fresnel sono
contorni di tale superficie. La porzione di trasmissione della funzione pupilla
Page 93
4,5. Altre aberrazioni - la funzione allievo
75
si presenta come un piatto da tavolo, perché questa apertura ha una trasmissione
uniforme al
bordo. La maggior parte delle funzioni pupilla appaiono successivamente avrà simile onoff
comportamento di trasmissione. La funzione di aberrazione è mostrato più spesso perché
è
generalmente la componente più interessante della funzione pupilla completo.
Fig. 4-15. La funzione di aberrazione defocalizzazione, con l'apertura indicata in nero
sotto la
fronte d'onda superficiale. La direzione di messa a fuoco è up.
La Figura 4-15 mostra la funzione di aberrazione defocalizzazione fuori fuoco. Il
funzione di aberrazione all'interno di messa a fuoco è un tumulo basso. Per un'apertura
perfetta, la
funzione di aberrazione sarebbe un piatto piano. Tutte le difficoltà ottici appearing in questo libro avrà una funzione associata pupilla. Lungi dall'essere solo
un dispositivo concettuale, la funzione pupilla contiene l'essenza della formazione
dell'immagine
nel telescopio. Operazioni matematiche sulla funzione allievo portare alla
diffrazione modello e la funzione di trasferimento di modulazione.
Page 94
Page 95
Capitolo 5
Esecuzione del test Stella
Gli astronomi hanno a lungo utilizzato il test di stelle come un tocco confortante con la
realtà.
Un rapido giro del focheggiatore è spesso sufficiente per confermare che il telescopio è
allineato, raffreddata, e pronto per l'uso. Procedere a tale constatazione
richiede alcun riferimento ai numeri, ma a volte ti consigliamo di utilizzare il test di
stelle
per stimare la forza di aberrazioni sul vetro. È quindi necessario sapere esattamente
quanto al defocus il telescopio, in termini di quantità che può essere paragonato
con deformazioni del fronte d'onda.
Inoltre, l'uso pratico della star test spesso non ha nulla a che fare con "stelle". In
alcuni casi, turbolenza atmosferica, apparente movimento stellare, o in attesa di un
notte chiara rende l'utilizzo di vere star troppo difficili. Per condurre giorno o
test legati alla terra, non è più possibile fare affidamento sulle grandi distanze e le
piccole
estensione angolare stelle effettivi. Quando si utilizza una sorgente artificiale, è
necessario capire
la distanza minima alla quale può essere posizionato e la dimensione massima del
pinhole. Se si è sciatto su questi punti, si potrebbe decidere che ingiustamente un
buon telescopio è male.
Questo capitolo si occupa principalmente con i seguenti tre temi:
1. Aberrazione defocalizzazione Tradurre alla più familiare, ma meno generale
tema del movimento oculare.
2. Dimensionamento, facendo, e l'immissione sorgenti artificiali.
3. Configurazione e fare un test "ufficiale" stella, a differenza del solito
controllare le condizioni operative del telescopio.
Risultati importanti di questo capitolo sono indicati nelle tabelle. Per completezza, la
derivazioni sono disegnati sia qui o in appendice. Coloro che sono
interessato può vedere dove alcuni dei concetti in questo capitolo origine, ma
esecuzione di un test efficace stelle richiede l'uso non più di attenta
le tabelle.
77
Page 96
78
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
5,1 sfocamento e sensibilità
Le cifre che compaiono in questo libro evitare qualsiasi riferimento a quanto è
necessario attivare
il focheggiatore avanti o indietro per ottenere una certa quantità di defocus. Invece,
qualsiasi quantità defocus si riferisce aberrazione defocalizzazione misurata in
lunghezze d'onda su
l'alunno apertura (vedi fine del capitolo 4). Perché usare defocus in una particolare
modo, quando il metodo diretto di movimento oculare può essere facilmente
compreso da tutti?
La risposta è semplice; telescopi sono troppo diversi l'uno dall'altro. Il
importo esatto il focheggiatore deve viaggiare per mostrare un dato modello varia in
base alla
rapporto focale del telescopio. Telescopi con aberrazioni equivalenti e
ostruzioni mostrerà modelli identici, ma tutti lo fanno per diverse
movimenti oculari. Se si specifica il movimento focheggiatore, è necessario indicare
anche la focale
rapporto. Il risultato è un quadro fangoso di un concetto veramente semplice.
Defocalizzazione aberrazione, misurata sul fronte d'onda, è una sorta di universale
sistema di coordinate che classifica un comportamento identico in molti diversi
telescopi.
Nel tentativo di ridurre la molteplicità di modelli, aberrazione defocalizzazione viene
utilizzata
come variabile generica. Ha caratteristiche che trascendono tipo di telescopio. Di più
importante, è facile andare dall'altra parte e calcolare quanto si deve spostare
l'oculare per ottenere un dato defocus aberrazione.
5.1.1 Movimento Focheggiatore Relativo a sfocamento dell'aberrazione
L'aberrazione sfocamento è stato menzionato brevemente alla fine del capitolo 4,
ma nessuna di derivazione è stato fatto. Si tratta di una semplice espressione che
descrive l'
differenze nella sagittae di due sfere di fronte d'onda differenti.
1
La differenza
tra due posizioni oculari per un dato numero di lunghezze d'onda di
aberrazione sfocamento è derivato in Appendice E. Il risultato è
ff '= Af = 8F
2
Δnλ,
(5.1)
dove F è il rapporto focale, λ è la lunghezza d'onda, e Δη è la variazione
defocalizzazione aberrazione in lunghezze d'onda.
Se n è permesso di passare da +
1
/41
/ 4, questa quantità diventa Δ f = 4λF
2
.
Questo è un'espressione per la profondità di fuoco, o l'intervallo massimo per
correttamente l'impostazione del focheggiatore. Poiché il diametro della immagine di
diffrazione è
2.44λF, il punto d'immagine è molto più lunga che larga. Infatti, la lunghezzalarghezza
F
F
F
larghezza
lunghezza
64
0,1
44
0,2
4
2
=
=
λ
λ
(5.2)
________________________________
1
Il Sagitta è l'importo di cui la sfera sporge attraverso l'apertura. Poiché i raggi
ai bordi di questo sguardo sfera parziale come corde tese, è stato naturale chiamare
questo numero
Sagitta, o di una freccia. (vedere la figura in Appendice E.)
Page 97
5,1. Sfocamento e sensibilità
79
è quasi 25 per uno strumento f/15.
La lunghezza di questa forma di salsiccia regione è molto utile. Permette piccolo
quantità di errore nella regolazione della messa a fuoco in strumenti accessori (quali
telecamere). Si fa meno differenza nella regolazione di messa a fuoco La messa a fuoco
visiva è
di solito messo a punto dallo stesso occhio. Solo gli osservatori che hanno avuto la
cataratta
chirurgia o che hanno poca flessibilità negli occhi possono essere costretti a contare
esclusivamente sull'azione focalizzazione del telescopio.
Sidgwick ha dato un'altra formula per la profondità di messa a fuoco: Δ f = 4 (1.22λF
2
). Questo
1,22 fattore è maggiore di quello derivato here (Sidgwick 1955, p. 425). Il
apparente discrepanza deriva dai metodi utilizzati per derivare le espressioni.
Né formula è destinata ad essere un limite croccante, solo il punto in cui l'immagine
inizia a peggiorare notevolmente. Entrambe le espressioni sono proporzionali al rapporto
focale
quadrato. Così, un f / 5 telescopio ha solo un quarto della tolleranza di focalizzazione
f/10 telescopio.
Le tabelle 5-1 bis e 5-1b movimenti oculari elenco per vari rapporti focali e
defocusing aberrazioni. Ad esempio, se l'immagine di defocus un f / 6
Newtoniana da 8 lunghezze d'onda, si può vedere dalle tabelle che dobbiamo cambiare
la messa a fuoco di 0,050 pollici (o 1,27 mm). Nella convenzione usata qui, si deve
mettere a fuoco verso l'esterno quando l'aberrazione defocus è data come un numero
positivo e
concentrarsi verso l'interno se aberrazione defocus è dato come negativo.
Si può imparare molto da un attento esame di queste tabelle. Essi mostrano che
defocus distanze sono infinitamente piccolo per un veloce rapporto focale. La prima
tabulati
colonna è etichettato di 0,5 lunghezza d'onda di aberrazione defocalizzazione, o circa il
profondità di fuoco sopra. Tuttavia, per raggiungere di messa a fuoco all'interno di ± ¼
di lunghezza d'onda
af / 4 (o Δ n = 0.5), si deve mantenere la concentrazione con un'approssimazione di
0,0014 pollici, o 0,035 millimetri.
Chiaramente, se i nostri occhi non erano in qualche modo regolabile internamente, si
farebbe fatica
per mettere a fuoco gli strumenti veloci. Lento movimento elicoidale o focheggiatori
motorizzati sarebbe
sembrano essere giustificato per questi telescopi a basso rapporto focale.
All'altra estremità del grafico sono rapporti focali estremamente lunghe come f/22, che
avrebbe descritto due specchi schiefspieglers Kutter. Per indurre 12 lunghezze d'onda di
defocusing aberrazione in tali strumenti, avremmo dovuto spostare l'oculare
più di un pollice. È evidente che in tali strumenti lenti, si esamineranno
solo aberrazioni sfocamento piccoli prima di rimanere a corto di viaggio
focheggiatore. Lungo
telescopi lunghezza focale, tuttavia, sono di solito lunari-planetari strumenti. Essi
sono deliberatamente testati per standard più elevati, gli importi così piccoli sono il
defocus
più interessante. Un rapporto focale di 50 è incluso perché si potrebbe mascherare giù
lo strumento per vedere una immagine apparentemente perfetta.
Negli strumenti veloci, la star-test immagine sarà probabilmente valutata ad alta
valori di defocus, al di là anche 12 lunghezze d'onda. Questo non è troppo di un
problema perché il test è ancora sensibile alla relativamente grave
Page 98
80
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
Tabella 5-1a
Defocus distanze per diversi
rapporti focali e le aberrazioni sfocamento
(Distanze in pollici)
Lunghezza d'onda è 2,165 x 10
-5
in
Sfocamento Aberration (lunghezze d'onda)
0,5
1
4
8
12
Rapporto focale
4
0.0014 0.0028 0.011
0,022
0,033
4,5
0.0018 0.0035 0.014
0,028
0,042
5
0.0022 0.0043 0.017
0,035
0,052
6
0.0031 0.0062 0.025
0,050
0,075
7
0.0042 0.0085 0.034
0,068
0,102
8
0,0055
0,011
0,044
0,089
0,133
9
0,0070
0,014
0,056
0,112
0,168
10
0,0087
0,017
0,069
0,139
0,208
11
0,010
0,021
0,084
0,168
0,252
12
0,012
0,025
0,100
0,200
0,299
15
0,019
0,039
0,156
0,312
0,468
22
0,042
0,084
0,335
0,671
1,006
50
0,217
0,433
1,732
3,465
5,197
Tabella 5-1b
Defocus distanze per diversi
rapporti focali e sfocamento zioni aber
ra
(Distanze in millimetri)
Lunghezza d'onda è di 550 nm
Sfocamento Aberration (lunghezze d'onda)
0,5
1
4
8
12
Rapporto focale
4
0,035
0,070
0,282
0,563
0,845
4,5
0,045
0,089
0,356
0,713
1,069
5
0,055
0,110
0,440
0,880
1,320
6
0,079
0,158
0,634
1,267
1,901
7
0,108
0,216
0,862
1,725
2,587
8
0,141
0,282
1,126
2,253
3,379
9
0,178
0,356
1,426
2,851
4,277
10
0,220
0,440
1,760
3,520
5,280
11
0,266
0,532
2,130
4,259
6,389
12
0,317
0,634
2,534
5,069
7,603
15
0,495
0,990
3,960
7,920
11,880
22
1,065
2,130
8,518
17,037
25,555
50
5,500 11,000 44,000 88,000 132,000
aberrazioni che assillano questi strumenti.
Il modo migliore di usare tabelle 5 e 5-1a-1b è quello di cercare i valori
corrispondente al rapporto focale e scriverle da qualche parte. Si potrebbe
anche essere conveniente per calibrare la manopola focheggiatore. Rack è un giro
completo e vedere
quanto avanza di messa a fuoco. Questa procedura è facile e newtoniani
rifrattori. Basta misurare la variazione della quantità di sporgenza nella
tubo del focalizzatore. Ad esempio, se un giro delle rese manopola
3
/ 4 di pollice (19,05 mm) di
viaggio focheggiatore, un tocco di 30 ° dà circa
1
/ 16 di pollice (1,6 mm).
Page 99
5,1. Sfocamento e sensibilità
81
Questo movimento è equivalente a 10 aberrazione defocalizzazione lunghezze d'onda
per un
telescopio lavorare af / 6.
On-Cassegrain di tipo catadioptrics, è meno evidente come dire che
messa a fuoco la direzione sta seguendo o quanto si muove. Questi strumenti di solito
raggiungere concentrarsi non fisicamente trasportare l'oculare, ma internamente
spostare lo specchio primario verso il secondario. In primo luogo, mettere a fuoco il
telescopio con
un oculare seduto saldamente nel suo zoccolo. Quindi, allentare l'oculare e disegnarlo
10 mm in modo fuori della presa. Ora, serrare la vite di fermo. Trova fuoco una volta
ancora una volta, di essere consapevoli della direzione e l'angolo di aver attivato il
focheggiatore
manopola (può essere utile per attaccare un puntatore temporaneo sull'estremità della
manopola). Voi
hanno trovato la direzione e la quantità di un efficace 10 mm Messa a fuoco verso
l'interno
cambiare. Sul mio Schmidt-Cassegrain, questo movimento è stato in senso antiorario.
5.1.2 Sensibilità del test Stella
Nelle equazioni che governano diffrazione (Appendice B), defocus è aggiunto come
uniformemente interferire termine per la sommatoria. Il punto in cui mostrare gli errori
si con la massima sensibilità è proprio al fuoco perché non sfocamento termine
è stato aggiunto per diluire l'immagine. Tuttavia, l'immagine focalizzata ha due
problemi:
1. Non si può dire dove in superficie l'errore originato.
2. Il modo in cui si esprime l'errore sia l'intensità della diffrazione
anelli.
Un buon esempio è il degrado causato da uno specchio secondario. La luce ha
stato espulso dal centro dell'immagine focalizzata negli anelli, ma non è possibile
dire perché da scrutare l'immagine in focus. Inoltre, l'occhio umano non è
esperto nel determinare intensità assoluti degli anelli. Eppure, dal disegno della
oculare un po 'fuori fuoco, si vede l'ombra della diagonale cominciano a
appaiono. L'ombra più o meno segue le sue origini, e aberrazioni si comportano
analogamente. Come si defocus lo strumento, la luce unmixes parzialmente e si
può almeno immaginare la difficoltà che causa il problema.
Purtroppo, se si defocus qualsiasi immagine abbastanza lontano, si avrà lo stesso aspetto
indipendentemente dalla misura dell'errore-piatto, disco uniforme della luce con
ostruzioni chiaramente delineato. Anche il ragno si manifesta se si defocus troppo
lontano. Il test stella perde la sensibilità con defocus maggiore. La luce diventa
completamente non miscelato.
Il nostro obiettivo è quello di trovare una messa a fuoco intermedia in cui la luce è
diventata
un po 'meno, ma è ancora impigliato miscelato sufficiente per mostrare gli errori ottici.
Pagina 100
82
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
A mio parere, la maggior parte degli errori ottici sono più visualizzati a meno di 8-12
sfocamento aberrazione lunghezze d'onda (una eccezione di rilievo è la presenza di
zone, che spesso si vede meglio quando sfocato ulteriormente).
Qual è il limite superiore di sensibilità in condizioni ideali? Una fotografia
in Fig. 1-5 descrive l'andamento reale di diffrazione sfocata di un quasi perfetto
apertura circolare. Nel modello teorico di Fig. 1-4, il defocus stato adeguato
finché la teoria coincide la fotografia. Variazioni di solo
1
/ 50
lunghezza d'onda sono stati sufficienti a distruggere la partita. Anche allora, la fotografia
tradisce lievi differenze dovute proiezioni microscopici sul bordo della
apertura di stop, che era stato fatto di metallo perforato. In laboratorio
condizioni, utilizzando la luce monocromatica, la star test in grado di rilevare fronte
d'onda
distorsioni
1
/ 50 di lunghezza d'onda da picco a valle, di una eccezionale sensibilità
misurare.
Welford (1960) ha dichiarato che la star test è stato preciso per
1
/ 20 di lunghezza d'onda
deformazioni di massima del fronte d'onda e
1
/ 60 lunghezza d'onda per brusche variazioni.
Stima Welford corrisponda le osservazioni qui. Più tardi, nel capitolo 11 a
difetti zonali, si osserva che il test è sensibile a stella zone nitide anche in
presenza di defocalizzazione lordo. Anche in questo caso, è d'accordo con l'osservazione
del risultato Welford.
Condizioni di campo ridurrà notevolmente questa sensibilità. Anche così, la stella
test è più che sufficiente. Usando la luce di più di un colore e prove sotto
meno di condizioni ottimali, l'aberrazione sferica leggera di telescopi con
wavefront errore totale inferiore
1
/ 10 lunghezza d'onda è ancora abbastanza facile da individuare.
5,2 sorgenti artificiali
La star test è spesso eseguita in campo su una vera e propria star. Tuttavia, per
test critico, vi accorgerete che una sorgente artificiale di luce è conveniente e
meno variabile. Sorgenti artificiali sono preferiti per una serie di motivi:
1. È possibile, in una certa misura, il controllo della luminosità.
2. Con sorgenti luminose, il colore può essere facilmente modificato e regolato
utilizzando i filtri.
3. Il primo in natura della prova permette meno dell'atmosfera turbolenta
di intervenire.
4. Poiché la sorgente è fissato con riferimento al telescopio, non richiede
di monitoraggio. Se necessario, è possibile bloccare il telescopio verso il basso
rigidamente.
Il modello splendidamente costante che risulta dall'uso di una sorgente artificiale
vi delizierà. Ci sono alcuni svantaggi, invece:
Pagina 101
5,2. Sorgenti artificiali
83
1. L'uso di una stella artificiale richiede solitamente un telescopio quasi orizzontale
posizione. Questo pone la massima richiede sulle cellule ottiche di montaggio.
Astigmatismo Insolito, disallineamento, o deformazione può derivare
esclusivamente dalla posizione verticale della cella.
2. Alcune delle distanze raccomandate di collocamento di origine elencati nella Tabella
5-2 domanda che si guarda attraverso campate orizzontali di 1600 piedi (circa
0,5 km), anche se la maggior parte delle voci della tabella sono molto meno.
3. È necessario fare un punto, come fonte di luce. È necessario conoscere il
diametro del foro per assicurare che sia minore della risoluzione dei
il tuo strumento. A differenza dei veri protagonisti, la fonte non è sempre
garanzia di essere di piccole dimensioni.
5.2.1 Distanza di sorgenti artificiali
Un riflettore parabolica è lo specchio perfetto unico per la luce originario a
distanze astronomiche. Tuttavia, se la sorgente è ad una distanza di solo due volte l'
lunghezza focale, una sfera è la superficie perfetta. Ad una distanza intermedia, la
specchio ideale è uno sferoide prolato. Così, tre forme diverse di fare il meglio
imaging a tre diverse distanze. Un telescopio potrebbe svolgere in modo adeguato
quando stelle testato con una fonte vicina ma non quando è diretta verso il cielo lontano.
Peggio ancora, un telescopio multa potrebbe essere ingiustamente giudicato male il
fallimento della prova su
una fonte che è troppo vicino. Quanto costa il test disturbata se la sorgente è
posto nelle vicinanze?
Il più grande effetto di utilizzare una sorgente artificiale vicino a portata di mano è
quello di indurre
aberrazione sferica nel sistema. In altre parole, quando un paraboloide perfetto è
costretti a scrutare miope a una fonte vicina, mostra ipercorrezione sferica
che non viene trovato quando diretto verso il cielo. WT Welford dice la star test
dovrebbe essere condotta con una stella artificiale posto più di 20 lunghezze focali
di distanza, ma mette in guardia anche i suoi lettori a fare ray precisa rintracciabilità
degli ottico
sistema prima che venga utilizzato a distanze di origine discutibile chiudi Welford
(1987).
Possiamo vedere di sotto di tale suggerimento Welford di 20 volte la lunghezza focale è
un
molto buona per le aperture normali e rapporti focali, ma non riesce piuttosto male per
specchi veloci.
Nel numero di maggio 1991, di Sky & Telescope, Roger Sinnott tracciato raggi
attraverso specchi paraboloide e ho visto quanto vicino la fonte potrebbe essere collocato
prima inaccettabile ipercorrezione sferica è stato notato. Questo empiricamente
formula derivata, riscritto per la notazione qui utilizzata, è
2
28
]
[
⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
=
F
D
ft
N
[D in pollici]
(5.3)
Pagina 102
84
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
dove F è il rapporto focale e D, il diametro di apertura. Questa equazione è riscritta
per calcolare il moltiplicatore della lunghezza focale:
3
2
336
336
F
D
F
D
FD
Mult
=
⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
⎟
⎠
⎞
⎜
⎝
⎛
=
[D in pollici]
(5.4)
La formula può essere messo in qualsiasi sistema di unità estraendo l'unità di lunghezza
d'onda:
λ
λ
3
3
5
137
1
)
10
217
)(
336
(
F
D
F
D
Mult
=
×
=
(5.5)
Confrontando una parabola e un'ellisse che sono tangenti al centro e
toccando al bordo dello specchio e raddoppiando la più grande differenza, un simile
risultato può essere derivata analiticamente. Ciò provoca la formula leggermente diversa
λ
3
128
1
F
D
Mult =
(5.6)
La differenza è insignificante, e si verifica probabilmente perché Sinnott
programma tiene conto automaticamente del diverso angolo di uscita dal mirror di un
superficie, mentre il calcolo analitico ignora questo punto di vista. Tabella 5-2 usa
Sinnott
risultato perché porta alle più piccole separazioni. Anche se è numericamente
derivato, è probabilmente più precisa per i bassi rapporti focali di maggiore interesse.
Un esempio di calcolo: un 6 pollici f / 4 ha paraboloide
1
/ 4 di lunghezza d'onda sferica
ipercorrezione quando è ordinata a una sorgente posta a 63 piedi (multiplo di focale
Lunghezza: 31,5). Le distanze in questa tabella indurre circa
l
/ 4 di lunghezza d'onda di
aberrazione sferica in un riflettore newtoniano (Sinnott, 1991).
Poiché le distanze compaiono in questa tabella sono solo sul bordo di ottica
rispettabilità, lettori si consiglia di raddoppio per l'uso in test di stella.
Lunghezza d'onda entra nel denominatore Equazioni 5,5 o 5,6, il che significa che un
specchio perfetto appare meno
1
/ 8 lunghezza d'onda della sorgente con ipercorrezione
collocato ad una distanza.
Non ti preoccupare se si è costretti a posizionare la sorgente a pochi passi vicino di
quanto si
vorrebbe. Nei miei anni di esperienza telescopio test, pochi strumenti
possedeva meno
1
/ 8 lunghezza d'onda errore totale del fronte d'onda. (Purtroppo, quasi
lo stesso si può dire per
1
/ 4 di lunghezza d'onda.)
Distanze superiori a regola empirica Welford hanno luogo solo per bassa focale
rapporti o aperture di grandi dimensioni. La maggior parte dei sistemi ottici complessi,
quali rifrattori, sono
realizzati in configurazioni più lente. Venti volte la lunghezza focale sarà probabilmente
prova
questi sistemi adeguatamente. In effetti, il telescopio con la più alta probabilità di
infranto la Regola Welford sarà probabilmente il riflettore newtoniano per il quale
questo
tabella viene calcolato.
Pagina 103
5,2. Sorgenti artificiali
85
Tabella 5-2
Telescopio a foro stenopeico distanze con conseguente
! / 4 di lunghezza d'onda in ipercorrezione errore paraboloidi
(Multipli di lunghezza focale)
Rapporto focale
4
5
6
8
10
15
D (in)
D (mm)
2,4
61
13
10 *
10 *
10 *
10 *
10 *
3
76
16
10 *
10 *
10 *
10 *
10 *
4,25
108
22
11
10 *
10 *
10 *
10 *
6
152
32
16
10 *
10 *
10 *
10 *
8
203
42
22
12
10 *
10 *
10 *
10
254
53
27
16
10 *
10 *
10 *
12,5
318
66
34
19
10 *
10 *
10 *
14
356
74
38
22
10 *
10 *
10 *
16
406
84
43
25
11
10 *
10 *
17,5
445
92
47
27
11
10 *
10 *
20
508
105
54
31
13
10 *
10 *
24
610
126
65
37
16
10 *
10 *
I valori che saranno meno di 20 volte la lunghezza focale (dopo il raddoppio) sono
soppresso nella tabella e contrassegnate da un asterisco. Tali distanze fonte vicina
sarà tratto il fuoco esteriore più
1
/ 20 della lunghezza focale normale del
strumento. Come il tubo del focalizzatore permette raramente tali proposte senza
esaurire
di vignettatura viaggio o gravemente il telescopio, tali distanze sono fonte vicina
raccomandato se possono essere evitati.
In realtà, una buona politica prima del test è quello di rimuovere l'oculare dopo messa a
fuoco
sulla sorgente artificiale. Inserite il vostro occhio in corrispondenza del piano focale
approssimativa e verificare
che l'intero sistema ottico è ancora in vista (potrebbe essere necessario utilizzare una
torcia elettrica per
illuminare l'interno del tubo). In caso contrario, hai avuto modo di spostare la sorgente
più
di distanza e riprovare.
Una zona si verifica un problema in questa tabella. In specchi veloci e molto grandi, la
distanza tollerabile aumenta in modo esplosivo. Per un 24 pollici f / 4 specchio, la fonte
deve essere posto (dopo il raddoppio) ad una distanza di almeno 2016 piedi (0,61 km).
Questi strumenti enormi sono relativamente rare, e più importante, sono
raramente prova di qualità molto oltre il limite di diffrazione. Telescopi di grandi
dimensioni
vengono utilizzati per il potere di raccolta di luce, in modo da utilizzare la
1
/ 4 di lunghezza d'onda a distanze
Tabella 5-2, sdoppiato, è meglio che non fare il test a tutti.
Se si esegue il test strumenti più ordinari, due volte la distanza della tabella
è facilmente ottenibile. Per i più comuni 12,5 pollici f / 5, la distanza sorgente ha
contratto ad un gestibile 354 piedi (0.11 km).
Anche se la Tabella 5-2 si applica rigorosamente nei riflettori newtoniani, va bene
usarlo come guida generale per il test stella. Tali distanze, credo, sarà
circa valida per sistemi ottici fissi in generale.
Page 104
86
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
Purtroppo, questa tabella non funziona in cui il meccanismo di messa a fuoco
il telescopio stesso danneggia la correzione ottica. Questa situazione è comune per
Schmidt-Cassegrain che cambiano il specchio secondario separazione
realizzare il fuoco. Fortunatamente, la separazione della fonte che porta a raggi la
deviazione
al di fuori del disco di Airy è stato stimato da Rutten e van Venrooij. Per un 200 mm (8 pollici) f/10 forme superficiali che si avvicinano a quelli disponibili in
unità commerciali, la separazione è di circa 48 metri, o 24 lunghezze focali
(Rutten e van Venrooij 1988, p. 87). Nella discussione sul Danjon e
Couder condizioni nel cap. 1, è stato sottolineato che l'aberrazione sferica semplice
raggi sposta all'esterno del disco di diffrazione a circa 1/7 di lunghezza d'onda. Così, un
separazione di 20 lunghezze focali sarebbero adatti per una precisione di almeno
1
/4
lunghezza d'onda, e circa 40 lunghezze focali metterà alla prova per ben oltre la
diffrazione
limite.
Un insegnamento aggiuntivo per il lettore: Se non è possibile misurare la fonte
distanza a causa di impedimenti che intervengono, cercare di sbagliare sul lato
lungo. Voi
non può mettere la fonte troppo lontano. Se il vostro Newton sembra avere una
superficie liscia
Errore di ipercorrezione (sottocorrezione per rifrattori), mettere la sorgente a una
maggiore
distanza e prova di nuovo prima di concludere che l'errore è sul vetro.
5.2.2 Diametro di sorgenti artificiali
Dobbiamo attentamente selezionare una dimensione foro nella sorgente artificiale in
modo che sia
minore della risoluzione dello strumento. D'altra parte, deve essere grande
sufficiente per consentire un'illuminazione sufficiente a riempire una immagine sfocata
di luce. A
calcolare tale diametro, si estendono il raggio del disco di Airy alla distanza del
pinhole. Se tale distanza è scelto come il diametro del foro di origine, che assicurano
che la fonte è non più di metà della misura angolare di un punto dell'immagine.
Questo calcolo è fatto per due volte le distanze nella Tabella 5-2. I risultati
sono elencati nelle Tabelle 5-5-3a e 3b. Una rapida occhiata a questi tavoli mostra alcune
punte di spillo che sarà estremamente difficile fare o misurare. Non è certo
compito facile fare misure accurate di fori di spillo solo 0,07 millimetri (o circa 0.003
pollici) di diametro. Ma questi fori consultare insolito telescopi-da 3 pollici f / 5, per
esempio. Venti volte la lunghezza focale di un 3 pollici f / 5 si trova a soli 300 pollici
(7.6
m). È relativamente semplice da usare un foro 4 volte più grande (0,28 mm) e posto
è 4 volte più lontano (100 ft). La sorgente artificiale è ancora solo un cortile di distanza.
Il foro può essere un pugno in un foglio di alluminio. Per controllare le dimensioni del
foro stenopeico, la
espandere in un proiettore di diapositive. Utilizzare una lente di proiezione di nota
lunghezza focale e
posizionare il proiettore una distanza misurata dallo schermo. Per
Page 105
5.2. Sorgenti artificiali
87
Tabella 5-3a
Diametri massimi metri mil
li
per sorgenti artificiali
Rapporto focale
4
5
6
8
10
15
D (in)
D (mm)
2,4
61
0,07
0,07
0,08
0,11
0,13
0,20
3
76
0,09
0,07
0,08
0,11
0,13
0,20
4,25
108
0,12
0,08
0,08
0,11
0,13
0,20
6
152
0,17
0,11
0,08
0,11
0,13
0,20
8
203
0,23
0,14
0,10
0,11
0,13
0,20
10
254
0,28
0,18
0,13
0,11
0,13
0,20
12,5
318
0,35
0,23
0,16
0,11
0,13
0,20
14
356
0,40
0,25
0,18
0,11
0,13
0,20
16
406
0,45
0,29
0,20
0,11
0,13
0,20
17,5
445
0,49
0,32
0,22
0,12
0,13
0,20
20
508
0,56
0,36
0,25
0,14
0,13
0,20
24
610
0,68
0,43
0,30
0,17
0,13
0,20
Tabella 5-3b
Diametri massimi i ches
n
per sorgenti artificiali
Rapporto focale
4
5
6
8
10
15
D (in)
D (mm)
2,4
61
0,003
0,003
0,003
0,004
0,005
0,008
3
76
0,003
0,003
0,003
0,004
0,005
0,008
4 25
.
108
0,005
0,003
0,003
0,004
0,005
0,008
6
152
0,007
0,004
0,003
0,004
0,005
0,008
8
203
0,009
0,006
0,004
0,004
0,005
0,008
10
254
0,011
0,007
0,005
0,004
0,005
0,008
12,5
318
0,014
0,009
0,006
0,004
0,005
0,008
14
356
0,016
0,010
0,007
0,004
0,005
0,008
16
406
0,018
0,011
0,008
0,004
0,005
0,008
17,5
445
0,019
0,012
0,009
0,005
0,005
0,008
20
508
0,022
0,014
0,010
0,006
0,005
0,008
24
610
0,027
0,017
0,012
0,007
0,005
0,008
esempio, se un 75-mm lente di proiezione viene utilizzato e la distanza di proiezione è 5
metri, l'ingrandimento è di circa 5000/75 = 66 Potenza. Il foro stenopeico 0,28 millimetri
è espanso a 18,5 mm per proiezione (da qualche parte intorno
3
/ 4 di pollice). Un controllo di
rotondità approssimativa termina l'ispezione. Fare attenzione a non lasciare
la lamina illuminata più di alcuni secondi il cancello proiezione. E 'come un
forno in là, e una grande quantità di energia sia oggetto di dumping nel metallo. Se si
permettere al calore troppo in alluminio, diapositiva montatura può scoppiare in
fiamme.
Si può effettivamente ridurre un foro di grandi dimensioni fino a una minuscola con un
altro
tecnica. Se si ha accesso a un buon microscopio ad alto ingrandimento
obiettivo, potete immaginare un foro di grandi dimensioni su una piccola replica di se
stesso. Qui,
posizionare il foro di grandi dimensioni in cui l'oculare del microscopio si siede
normalmente (4 -6
centimetri dalla estremità filettata dell'obiettivo). Luce attraverso il
Page 106
88
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
pinhole e poi attraverso l'obiettivo microscopio, in una direzione inversa alla
modo che i microscopi abitualmente elaborare luce. L'obiettivo è microscopio
puntato il telescopio lontano e la fonte sembra fluttuare alcuni
millimetri davanti all'obiettivo. Ad esempio, se un 1 mm pinhole è posto
100 millimetri dietro un 5-mm obbiettivo microscopio lunghezza focale, la fonte sembra
essere ridotta a circa 0,05 mm. È inoltre possibile utilizzare ad alto ingrandimento
oculari
a tal fine (anche usato indietro), ma gli obiettivi del microscopio sono i migliori.
5.2.3 Utilizzo di una sfera riflettente invece di un foro stenopeico
Anche se si ha successo con la produzione accurata del piccolo
sorgente stessa, è necessario quindi collegarlo a una lampada o torcia elettrica e mettere
a fuoco un po 'di luce
attraverso la piccola apertura. Esecuzione di una vera fonte foro stenopeico può essere
faticoso, ma
ci sono modi più semplici di fabbricazione di una fonte che funziona altrettanto bene.
Dal momento che la star test è una tecnica apparentemente semplice per la valutazione
finito
ottiche del telescopio, i lettori probabilmente non si desidera avere la possibilità
elaborato e difficile
i piani per la costruzione di apparecchiature ausiliarie. Dispositivi ottici non possono
essere spesso
riprodotta senza avere accesso alle lenti stesse e altri gadget minori.
Tuttavia, il problema di un adeguato punto di origine di costruzione deve essere risolto
in qualche modo. Astronomia divulgatore John Dobson capisce i suoi specchi con il
star test. Riflessi e riflessioni hanno visto a grandi distanze servono come punto
sorgente. Egli sostiene anche di aver eseguito la prova finale di un telescopio usando
il riflesso negli occhi di un uccello.
Utilizzando lo scintillio del sole in piccoli riflettori sferici è un ottimo modo
di raggiungere la dimensione sufficientemente piccola e intensità abbagliante. Molto
probabile Dobson
utilizza una variante del dispositivo descritto sotto quando una ben posizionato e
paziente
uccello non è disponibile.
2
Convenientemente, ogni anno i numeri enormi di ideali riflettori sferici sono
realizzato in forma di vetro soffiato decorazioni per l'albero. Queste sfere sono argentato
sul
interni e comunemente disponibili in dimensioni di 2,5-7,5 cm (1-3 pollici). Se ci
calcolare la dimensione di una fonte luminosa riflessa in una decorazione, possiamo
usare questi dispositivi per fare piccoli fori virtuale di immagini di dimensioni
accuratamente conosciuto.
La derivazione di espressione per la dimensione scintillio comporta alcuni
trigonometria semplice ma non istruttivo, per cui è stato messo in
Appendice F.
Una cosa importante da notare dalla derivazione che compare nella
____________________________
2
Non consiglio la star test come unico metodo di test durante la fabbricazione. E 'meglio
utilizzato
come un controllo indipendente di test di laboratorio. La star test può essere molto
confusa quando due o più
tipi di deformazione superficiale contribuiscono agli errori.
Pagina 107
5,2. Sorgenti artificiali
89
Appendice è che non c'è bisogno di fare un calcolo trigonometrico ogni volta
si prevede di utilizzare una di queste sfere. Si stima che solo il glitter immagine
sarà inferiore a circa
1
/ 300 il diametro della sfera per una media solare
riflessione. Se la luce è riflessa indietro verso il sole (cioè, un quasi centrato
riflessione appare nella sfera), il mezzo grado disco solare si riduce a circa il
1
/ 450 della sfera.
Questo ≈
1
/ 300 del diametro di approssimazione ha determinate conseguenze se visti
nel contesto della Tabella 5-3. Vediamo una gamma di diametri pinhole necessari da
0,003 pollici a 0,027 pollici. Trecento volte questi diametri sono riflettente
sfere da circa 1 pollice (25 mm) a 9 pollici (23 cm) di diametro. L'ultimo
sfera è stato calcolato per un 61-cm (24 pollici) f / 4 riflettore visto a distanza di
615 metri (0,38 km). Si tratta di in un angolo molto particolare della Tabella 5-3. Infatti,
la
punto più grande fonte che sarà probabilmente richiesto dalla maggior parte dei lettori è
per un 17.5pollici f/4.5 riflettore. Si tratta di circa 0,016 pollici (0,4 mm), che è la dimensione di
scintillio
il Sole in una da 5 pollici (125 mm) sfera.
Tabella 5-4 fornisce approssimative dimensioni massime di fori di spillo virtuali per
varie dimensioni di sfera riflettente in cui la fonte di luce sottende
1
/2
0
(Approssimativamente il diametro solare).
Tabella 5-4
Approssimativo pinhole virtuale
dimensioni massime
(Fonte di luce è il Sole)
sfera "pinhole"
sfera "pinhole
(A)
(A)
(Mm)
(Mm)
0,5
0,002
12,5
0,04
1,0
0,003
25
0,08
2,0
0,007
50
0,17
3,0
0,010
75
0,25
4.0
0,013
100
0,33
5.0
0,017
125
0,42
6.0
0,020
150
0,50
7.0
0,023
175
0,58
8.0
0,027
200
0,67
9.0
0,030
225
0,75
10,0
0,033
250
0,83
Lampadine ornamento Pochi sono grandi come 5 cm di diametro. Tuttavia, è possibile
utilizzare un
scintillio punto più piccolo. Il motivo è curato tanto con dimensioni di origine è
perché si sta andando ad avere per fare la sfera che a 300 metri (circa
1
/ 5 miglia)
dal 17.5-pollici riflettore. E 'un lungo cammino, e si desidera immagini luminose.
La sfera inoltre non deve essere intero. Uno specchio convesso adesivo, comunemente
disponibile nei negozi di parti di automobili, è utilizzato per aumentare l'angolo di
campo di appartamento
retrovisori. Se si disegna un cerchio che è il diametro del
Page 108
90
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
sfera che si desidera, si può prendere al negozio e stima che di questi
riflettori economici più simile al cerchio.
Riflettori sfera parziali devono essere allineati in modo che la riflessione è visibile nella
la direzione dello strumento, ma questo compito è facile e durerà abbastanza a lungo che
si può fare un test senza fretta.
Un'ultima nota: Altri autori hanno raccomandato l'uso di sfere nere
perché oscurare la riflessione dei dintorni mentre ancora riflettendo la
Dom Glossy sfere nere diminuire tutta la luce che li colpisce. Si potrebbe ottenere un
effetto equivalente utilizzando una densità neutra 1,0-2,0 filtro all'oculare
(Regolazione non solo la sfera, ma l'intero campo visivo). Utilizzo di un nero lucido
superficie può essere una buona politica durante l'ispezione della chiusura dell'immagine
abbagliante a
fuoco, ma non è produttivo quando sfocatura più lontano. Se è necessario diminuire la
intensità, andare avanti e farlo con un filtro oculare, ma iniziare con il più luminoso
immagine possibile. In alternativa, è spesso conveniente avere due sfere in stretta
vicinanza, uno più piccolo dell'altro (ad esempio un cuscinetto a sfera lucida accanto
Albero di Natale). Un controllo per piccole quantità di astigmatismo, per esempio, è
meglio
fatto oscillare la focalizzazione leggermente su entrambi i lati delle più compatte
immagine. L'immagine della grande sfera è spesso troppo luminoso e la sfera più piccola
serve
così come una sorgente puntiforme per defocus piccolo.
5.2.4 Impostazione di una fonte artificiale notturna
È possibile organizzare la stessa riflessione della luce di notte, fornendo il proprio
illuminazione. La luce non viene più da un angolo costante del sole, così la cura è
richiesto nell'organizzare una lampada. Attaccare una torcia su un cavalletto fotografico
o
altro supporto regolabile e orientarla verso la vostra sfera. La torcia
le migliori prestazioni quando si fermò fino a circa 1 cm e posto a circa 1 metro di
distanza.
Questa procedura si avvicinerà il
1
/ 2 ° diametro angolare del Sole, in modo che il
tabelle di cui sopra funzionerà lo stesso. È possibile ottenere un fascio più stretto se si
arresta il
torcia giù fuori asse, in modo che il filamento della lampada non è direttamente visibile.
Utilizzare un foglio di alluminio per rendere la maschera. Il portale di uscita non deve
essere
perfettamente rotonda. La torcia deve essere posizionato il più vicino alla linea di vista
come
possibile.
Si potrebbe anche voler bilanciamento del colore della luce più da vicino l'uscita di
vere star. Colorare la lampada sorgente è particolarmente utile durante il test rifrattori.
La maggior parte dei filamenti incandescenti hanno una temperatura di colore del corpo
nero di circa
2500 ° C, o rosso come Betelgeuse. Lo spettro deve essere filtrata o con un
azzurro (Wratten 80A) filtro oculare o filtrando l'uscita della torcia
con un analogo filtro luce blu (Berry 1992). Un filtro ideale corregge coperta
illuminazione (ad esempio, "tungsteno" lampadine) per la pellicola per diapositive
all'aperto. Per la maggior parte di test,
però, si preferisce un solo colore, e la
Page 109
5,3. Esecuzione del test
91
tonalità rossastra della torcia è benvenuto. In realtà, si può scegliere di testare in
dorati sfere, che sono disponibili anche come decorazioni per l'albero.
Scegli un sito senza fonti di luce randagi. Un test diurna può essere condotto
quasi ovunque, perché il sole è la fonte di luce, ma una notte
test può essere compromessa dalla presenza di lampioni nelle vicinanze. La torcia
è ancora probabile che sia la principale fonte riflessa nella sfera. Dopo tutto,
è vicino ed è diretto proprio alla sfera. Tuttavia, nelle vicinanze interferire strada
luci di fornire punti di scintillio secondari, e riflessi di altri può rendere l'interpretazione
difficile in particolare a aberrazioni defocus molto piccoli.
Escludendo le fonti di luce randagi è facile. Ad esempio, è possibile costruire un
Box "fisarmonica" per ombreggiare la sfera da tutti ma luci nella direzione della
telescopio. Questa è una scatola di cartone po annerita all'interno e avente una
cartoncino nero piegato a fisarmonica sul retro. Questo agisce pieghevole come un nonfascio discarica lucido. Il più delle volte, però, tutto ciò che è veramente necessario è un
attentamente
posto cappuccio. Più facile è ancora di andare dove non ci sono luci spurie. Il tuo
sito di osservazione abituale è presumibilmente un locale piuttosto buio. Basta prendere
il test
attrezzature esistenti lungo.
Si dispone di un lusso che i tester di giorno non hanno: è possibile spostare il
fonte vicina alla sfera finché il foro inizia a superare il disco di Airy. In
Infatti, questo processo è reso più facile se si forma un buco quadrato nel torcia
mask. Arrestare e disegnare la torcia una piccola distanza quando questa ortogonalità
appare.
5,3 Esecuzione del test
Perché le persone che vogliono telescopi di test di solito non hanno accesso a
torri o topografia conveniente per elevare la sfera, devono testare attraverso
terra turbolenza. Test durante il giorno è probabilmente meglio farlo durante i primi
luoghi del mattino e su un campo erboso, ma diversi e tempi hanno la loro
proprio comportamento. Spesso, una volta tranquilla di non turbolento comportamento
può essere trovato a
brevemente persistono vicino al tramonto. Andare avanti e provare il test in qualsiasi
momento e ovunque;
si può essere piacevolmente sorpreso. Inoltre, provare a posizionare il sole alle spalle per
ombreggiare l'oculare e garantire una riflessione approssimativamente rotonda nella
sfera.
È possibile montare la vostra sfera in un pezzo di cartoncino rigido, colpendo il
gancio attraverso un taglio foro nella scheda. Se non si utilizza la scheda e si desidera
appendere la sfera su un cespuglio o un albero, quindi assicuratevi di dipingere, nastro, o
in altro modo
oscurare la regione gancio dell'ornamento. Esso ha curvatura nonspherical che
può presentare un secondo punto interferenza della luce. Se si utilizza un posteriore
curvo
guarda specchio, assicurarsi di oscurare il bordo, se è lucido. (Vedi fig. 5-1.)
Page 110
92
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
Fig. 5-1. Sfere sono illuminati da un riflettore grande per esagerare la renection
glitter. A convessa
retrovisore appare collegata alla testa del treppiedi. I punti di riflessione randagi
devono ancora essere
oscurato dal nastro.
Si potrebbe pensare che un cartoncino nero avrebbe funzionato meglio, ma una divisa
di colore verde scuro funziona anche bene. L'uniformità è più importante l'
colore, sebbene colori brillanti non deve essere utilizzato.
La maggior parte dei telescopi richiedono brevi distanze, ma newtoniani grandi bassa
rapporto domanda focale lunga, campi di prova chiari. Le lunghe distanze che
soddisfano altri
requisiti sono a volte difficili da trovare. Si può essere in grado di individuare subito
tratti di strada di campagna, magari a cavallo di una valle conveniente. Assicurarsi di
impostare
la vostra gamma di prova sopra l'erba sul lato sopravento della strada. Se non si desidera
il calore dell'asfalto disturbare il test. Inoltre, evitare di percorsi ottici che si incrociano
tetti degli edifici. I parchi pubblici sono l'ideale, in quanto sono caratterizzati da grandi
distese di erba
e potrebbe anche essere relativamente deserta la mattina presto.
Se il telescopio ha uno specchio sottile, essere preparati per l'astigmatismo. Pensate alla
specchio sottile flessibile. Rovesciato, esso cede. Se il telescopio ha uno specchio
pesante
(Spessa o sottile), anche anticipare un po 'di deformazione. Ciò è particolarmente
Pagina 111
5,3. Esecuzione del test
93
vero se non stanno sostenendo lo specchio delicatamente al collo, anche se sembra
di tanto in tanto anche allora.
Tali modelli non sarà simile ordinatamente gli schemi simmetrici che appaiono
nel capitolo pizzicato ottica perché solo due supporti possono spremere. Se
non è possibile eliminare questo effetto a montaggio attenti, si dovrà eseguire prove a
angoli elevati di stelle reali.
È possibile trovare l'allineamento del telescopio viene modificato quando lo strumento
è puntato all'orizzonte. Poiché ottiche sono montate in modo impreciso, tenta di
impostare una
situazione con una leggera inclinazione verso l'alto dell'asse ottico. Con la fortuna,
l'ottica sarà
appoggiarsi a indietro a riposo contro i loro supporti naturali. O scegliere una gamma di
test
con una pendenza naturale verso l'alto o il montaggio del fonte superiore. Nel peggiore
dei casi, è possibile
bisogno di fare temporanea fine di allineamento per il test. Il sospetto è che in vetro
power-line isolatori sono così popolari come riflettori curvi solo perché sono
comodamente montati su torri.
Quindi provare un "test di scatto." Rock the focheggiatore su entrambi i lati l'immagine
più nitida
e vedere quanto sia difficile per impostare la messa a fuoco. Nella situazione più
desiderabile, la
attenzione sembra bloccarsi sul posto, e non importa dove ti fermare, sei sempre
convinto che il fattore limitante nella messa a fuoco è la vostra incapacità di fermare la
tua mano
ruoti precisamente L'immagine più chiara. (Molto di questo dipende dalla focale
rapporto e come costantemente il telescopio è montato.) Il meno desiderabile situazione
è quella in cui l'attenzione si guarda intorno altrettanto bene in un intervallo di viaggio
focheggiatore.
Si deriva attraverso la regione di migliore messa a fuoco, in grado di decidere. Il tuo
occhio-mano
coordinamento è ben lungi dall'essere il fattore limitante (Suiter 1990).
Se il vostro potere visivo di sistemazione è forte, quindi è necessario fornire un
oggetto campo dominante per contenere il fuoco dell'occhio mentre si varia il
focheggiatore. La
reticolo sul piano campo dell'oculare fornisce un tale oggetto. Se si dispone di
un oculare reticolo illuminato di 12 mm o inferiore per guidare fotografico,
si può utilizzare (possibilmente con una buona Barlow). Se non si dispone di una guida
oculare, allungare un pezzo di nastro isolante nero a metà del campo di arresto
un oculare ad alto ingrandimento (la fermata è il foro sul lato inferiore). Se si
hanno messo il nastro vicino alla migliore messa a fuoco dell'oculare, si vedrà la metà
dei
campo dell'oculare occluso da un tagliente ombra. Posizionare la sorgente puntiforme
immagine prossimità di un bordo diritto del modello artificiale. Il tuo occhio sarà
naturalmente
concentrarsi sulla grande, alto contrasto bordo. Quindi è possibile variare la messa a
fuoco di immagini
volontà, mentre la messa a fuoco dei tuoi occhi si svolge come se fosse in una
morsa. Questo
trucco psicologico è comune in camera oscura ingranditore aiuti di messa a fuoco.
Cercare aberrazioni individuali seguendo le istruzioni contenute nei capitoli
che si occupano di loro. In fase di test per gli errori rifrattori ottici che non hanno nulla a
che fare
con la correzione del colore, può essere utile usare un giallo intenso o verde
filtro sull'oculare. Infatti, usando un filtro colorato è una buona politica per la
Pagina 112
94
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
tutti i telescopi, sia riflettore o rifrattore. Anche se non riflettori
evidenti errori di colore, la star test soffre ancora confusione dalla banda finita
di luce bianca. Ad esempio, la luce rossa di lunghezza d'onda 630 nm può essere di 10
lunghezze d'onda fuori fuoco, mentre la luce blu di lunghezza d'onda di 420 nm è di 15
lunghezze d'onda fuori fuoco. Un filtro colorato riduce la gamma di contribuire
lunghezze d'onda nell'immagine.
Un altro strumento utile è una maschera di ostruzione del 33% per il vostro
telescopio. Questo
fornisce una ostruzione uniforme per i critici test di aberrazione sferica. Una maschera è
facilmente fatta per andare bene su un riflettore di ragno. Basta disegnare un cerchio un
terzo della
diametro dello specchio primario sul cartoncino circa lo spessore di una
manila file di cartelle. Dacci un taglio e piegarlo in quattro. Poi tagliare una fetta di circa
6
mm a 10 mm di lunghezza in prossimità del vertice della "V" nel centro piegato. Aprire
di nuovo
up, ed è stata spianata. Il taglio centrale diventa una croce. Montare sopra la sporgente
lato posteriore del ragno. Una maschera non è necessario su f/10 Schmidt-Cassegrain
perché la loro ostruzione è circa il 33% in ogni caso. Una maschera rifrattore può essere
tagliato fuori
di carta. Sospendere l'ostruzionismo da una rete di filo per cucire nastro adesivo al
dewcap. Naturalmente, se il vostro ostacolo è finita
1
/ 3 l'apertura già, questo
opzione non è aperto a voi. Questi telescopi sono di solito strumenti speciali
comunque, per i quali l'ostruzione extra viene accettata per fissare un altro
vantaggio.
Come esempio di come utilizzare queste tabelle dall'inizio alla fine, così come una
tabella di marcia delle procedure e le insidie che possono verificarsi in fase di test stelle
telescopi, il resto del capitolo descrive la procedura di prova per quattro
strumenti immaginari.
5.3.1 8 pollici f / 6 Riflettore Newton
Troviamo nella Tabella 5-2 che la distanza sorgente per
1
/ 8-lunghezza d'onda errore
2 × 12 F o 24 volte la lunghezza focale di 4 metri. Moltiplicazione produce una sorgente
distanza di 96 piedi (29 m). Tabella 5-3a o 5-3b dice la fonte di diametro è di circa
0,10 millimetri, pari a circa 0,004 pollici.
Questo foro diametro moltiplicato per 300 indica un riflesso solare in un
30 mm sfera. Dal momento che questo è ragionevolmente vicino alla 1 pollice (25 mm)
ornamento
bulbo, useremo quello. Non fare un sacco di lavoro in più corrispondente a tali parametri
appunto. Non è necessario misurare un giovane di 29 m Campo di test con attenzione. Il
sensibilità del test stella non è aiutato o ostacolato da questo tipo di precisione. Ritmo
la bassa distanza; 35 passi dovrebbe essere sufficiente. Se il solo
riflettore sferico è di 2,5 pollici di diametro, si può facilmente andare due volte più
lontano
circa 200 piedi (60 m). Sei in controllo, non il test.
La gamma è impostato su un prato erboso. Si tratta di 08:00 con la sfera
posto a sud-sud-ovest. Il Sole è più di sinistra del tester
Page 113
5,3. Esecuzione del test
95
spalla.
Notiamo da tabelle 5 e 5-la-lb che la corsa di messa a fuoco necessaria per
raggiungere una aberrazione sfocatura di 12 lunghezze d'onda è di 1,9 mm (0,075
pollici).
I ritira focheggiatore
3
/ 4 di pollice per ogni giro, quindi dovremo girare il meno focheggiatore
di circa ±
1
/ 10 di giro per la maggior parte dei controlli aberrazione.
La prima cosa che si nota quando si visualizza l'immagine sfocata è l'apparente
comparsa di disallineamento grave. Quando si imposta il telescopio, si
controllato l'allineamento grossolano, e andava bene. Si sostituisce la sighthole
oculare. Dot Lo specchio è ancora al centro. Che cosa sta succedendo?
Poi si nota che il focheggiatore viene travasato indietro 50 millimetri più del solito. In
infatti, era necessario scavare nella tua casella di oculare per trovare il tubo di estensione
di messa a fuoco. Voi
cercare nel sighthole nuovo e questa volta il problema. A questa messa a fuoco
posizione, il bordo dello specchio diagonale taglia la porzione esterna della
specchio. La vignettatura è un po 'peggio da una parte che dall'altra, che
spiega il fuori centro ombra diagonale. L'out-of-attivo del disco non è poi tanto
molto disallineato, semplicemente non è completamente illuminato.
Potrete uscire alla sfera, raccoglierlo, e prendere altri 30 passi più in là
indietro. Tornando al telescopio, si mette in un oculare e mettere a fuoco, si tratta di
un pollice più vicino al tubo. Tirando fuori l'oculare e mettere il sighthole
indietro, ora è possibile vedere l'intero specchio riflette nella diagonale. Lì per lì,
ti rendi conto che avrebbe potuto usare una sfera più grande a questa nuova distanza. Voi
decidere di dare questo una prova comunque, sembra abbastanza luminoso.
Questa volta si nota che l'ombra secondaria si appoggia leggermente a sinistra
lato dell'immagine sfocata. Questo aspetto indica disallineamento reale. Voi
ruotare la vite appropriata sulla cella dello specchio primario (cfr. capitolo 6) e poi
controllare di nuovo l'immagine. E 'peggio. Tornando alla vite di regolazione e
annullare la regolazione precedente, si dà una leggera curva in senso opposto
direzione.
Controllare ancora una volta, si vede molto meglio l'allineamento. Alcuni più piccoli
regolazioni e l'allineamento è terminata. Collimazione dovrà probabilmente essere
rifatto prima che il telescopio viene usato sugli oggetti elevate in quanto il tubo
montaggio è insolitamente teso per questo angolo orizzontale. A questo punto, si guarda
per pizzicare o astigmatismo. Vedete effetti tali, ma allora questo specchio è
piccolo, a tutto spessore, e delicatamente montato.
Esecuzione del test di scatto, si vede che l'immagine passa attraverso di messa a fuoco
rapida.
Questa è una buona notizia. Guardi l'immagine sfocata e cercare di rilevare un
motivo statico indicando rugosità superficiale nella turbolenza leggera. Voi
non vedono alcuna, ma si metterà alla prova per questa condizione più tardi al buio. E
'difficile
per rilevare la rugosità in ogni turbolenza, anche la minima quantità preoccupante la
strumento ora. Un punto positivo è l'aspetto liscio della diffrazione
minimi, sarebbero grossolani o rotto, se
Page 114
96
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
rugosità sono stati gravi. Hai messo un filtro giallo sull'oculare. Sembra come se il
filtro non è abbastanza profondo, perché molti colori può ancora vedere (in realtà,
l'errore di colore
sembra peggio). Hai messo su un filtro verde. Ora i minimi sono più visibili.
Arrotolare la messa a fuoco avanti e indietro distanze uguali su entrambi i lati di messa a
fuoco da cercare
per aberrazione sferica. Ricordiamo che questo è mostrato da un centro cavo su una
lato di focalizzazione e un centro luminoso che diminuisce verso il bordo dall'altra
lato. Alcuni tendenza in questa direzione è visibile, ma non è grave. Si mette il
standard di maschera ostruzione 33% sul bullone sporgente sul retro del ragno
e con molta attenzione trovare migliore messa a fuoco. Poi si vede fino a che punto si
deve spostare la
focheggiatore verso l'interno e verso l'esterno per l'ombra della diagonale a comparire
ugualmente a
il centro. L'oscurità appare quasi istantaneamente con particolare attenzione verso
l'interno, ma
si blocca brevemente con il movimento verso l'esterno.
Si tratta di un giudizio soggettivo, in modo da sostituire il filtro verde con un neutro
filtro di densità a modificare le condizioni un po 'e provare di nuovo. Utilizzando un
filtro rosso,
si ottiene una nuova stima. Si rimuove tutti i filtri e provare di nuovo. Sembra
come se il rapporto medio di questi moti è grande come 1:2 o 1:3. Essa può significare
hanno uno specchio marginalmente undercorrected (vedi Capitolo 10).
Prendendo la maschera, la prossima defocus lo strumento da lontano mettere a fuoco
dentro
a fuoco molto al di fuori, per tutto il tempo in cerca di avvallamenti o supplementare
anelli luminosi che
indicherebbe zone. Si vede nessuna struttura stretta circolare.
L'ultima prova è per bordo rivolto. Il modo in cui normalmente si presentano a questo è
quello di mettere
su una profonda filtro colorato (rosso è buono) e controllare la visibilità della diffrazione
all'interno minimi di focalizzazione rispetto a fuori fuoco. Se è impostato verso il basso
bordo è
l'aberrazione solo, gli anelli sono forti e croccante o al di fuori e debole
lavato all'interno. Tuttavia, gli effetti di bordo risvoltato sono in competizione
con l'effetto di sottocorrezione, che tende anche a lavare la diffrazione
anelli sulla parte esterna del fuoco. Si guarda attraverso l'oculare filtrata e non può
veramente decidere questo punto. Un altro nebbie aberrazione.
Valutazione: Questo telescopio dovrebbe eseguire passabile sui pianeti, ma
potrebbe fare di meglio. Si trova proprio al limite delle specifiche, quindi non si
dovrebbe
si lamentano per il produttore. Le ottiche non sembrano essere fortemente agitato, ma un
test per
rugosità dovrà aspettare per un campo scuro di vista e meno turbolenze. Il
telescopio è stato acquistato per uso generale, un compito che dovrebbe funzionare bene.
Pagina 115
5,3. Esecuzione del test
97
5.3.2 16-Inch f / 4 montato Dobson Newton
Questo telescopio richiede una separazione maggiore dalla sorgente. Tabella 5-2
indica che una distanza di 84 lunghezze focali causerà un quarto di lunghezza d'onda di
ipercorrezione sferica, quindi si fa doppio e andare a 168 lunghezze focali 16;
pollici × 4 × 168 = 10752 pollici, o 896 piedi (273 m). Il foro stenopeico richiesto
dimensione è di 0,018 pollici, o 0,45 mm. Per utilizzare un riflesso del sole richiederà un
sfera riflettente più di 5 pollici di diametro.
Non è possibile trovare una sfera adeguata nella casella ornamento albero, così si va al
memorizzare parti di automobili e di esaminare i adesive grandangolare specchietti
retrovisori.
Un piccolo specchio trovato lì sembra essere di circa 7 cm di diametro, se
fosse una sfera completa. E 'un po' troppo grande, ma abbastanza vicino. Ricordate,
si dispone di un fattore due nella tabella diametro foro prima fonte
supera la dimensione del disco di Airy.
Si nastro sopra i millimetri esterni pochi lo specchio a causa di una
riflesso secondario in una lunetta lucida. È possibile utilizzare nastro adesivo perché il
colore
in realtà non fa alcuna differenza. Guardandosi intorno per un regolabile
montaggio, si pensa di un treppiede per macchina fotografica a buon mercato con una
testa a sfera regolabile. La
pezzo di legno attaccato alla testa del treppiede che conterrà il specchio curvo.
Quindi la ricerca di un sito di prova. Finalmente trovare una curva ascendente lungo il
nord. E 'attraversata da una strada, che potrebbe dare qualche problema con turbolenza,
ma siete disposti a correre il rischio. Si imposta il treppiede di origine alle 9 del mattino
del
la fascia alta del pendio. Salendo alcuni gradini nella direzione del telescopio
e far cadere la testa per la linea di mira, è assicurarsi il Sole è centrato
lo specchio curvo. Inoltre, si controlla il treppiede per le riflessioni spurie e nastro
su eventuali bagliori di primo piano.
Vai sul tratto discendente
2
/ 10 miglia (o 0,3 km) e impostare il 16 pollici. Un rapido
cercare nella 6 mm oculare conferma che il percorso ottico è seriamente disturbato
dalla turbolenza (che sia troppo tardi la mattina). Si arrende e decide di tentare
la prova nel corso di una sessione di notte al vostro sito osservativo. In questo modo, il
telescopio
è presumibilmente operanti in un ambiente meno turbolento.
Chi 21:00 la sera dopo, alti cirri entrare e rovinare la
visualizzare. Si decide di testare lo specchio e la speranza, nel frattempo, che le nuvole
andare via. Percorrendo la strada di accesso sterrata che conduce al sito, di nuovo
posizionare la sfera di circa 0,3 km di distanza. Questa volta, tuttavia, il treppiede sta
portando
la torcia, in modo che la sfera è appesa a un recinto pascolo. La torcia ha una
1-centimetri foro della maschera, ed è posto a circa 1 m dalla sfera parziale. Voi
individuarlo appena fuori il percorso ottico tra la sfera e il telescopio, in modo da
otterrà una piccola riflessione rotondo.
Poiché il percorso è più vicino al livello, il telescopio potrebbe perdere l'allineamento
come è
tacco più. Guardando la sfera, si scopre che in realtà ha perso
collimazione. Come si aumenta il telescopio verso zenit, si agita dolcemente,
Pagina 116
98
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
e la facilità indietro. Che risolve il problema.
È quindi controllare l'immagine per pizzicare e l'astigmatismo. L'immagine fa
tendono a formare una croce al fuoco, ma non è così male che essa possa interferire con
la
test importante per aberrazione sferica.
Nella prova di scatto, l'immagine non è a fuoco più rapidamente come si vorrebbe.
Tuttavia, si può facilmente mettere a fuoco i tuoi occhi da 100 mm a infinito, e il
sospetto
che il vostro alloggio a scatto rende il test non affidabile. Si sostituisce il 6-mm
con un oculare di 12 mm oculare reticolo illuminato su una elevata qualità Barlow
lente e ripetere il test a scatto, per tutto il tempo vigilare affinché i cavi incrociati
del reticolo rimanere perfettamente a fuoco. La messa a fuoco è ancora indeterminata su
un
regione significativa. Questo non va bene.
Fissaggio della maschera 33% alla parte posteriore del ragno, di controllare la
correzione.
L'ombra appare quasi subito all'interno e rimane grande e buio fino
il telescopio è grossolanamente defocused. Non emerge dall'altro lato fino
torcere il focheggiatore 6 a 10 volte più lontano, dopo di che emerge da un nucleo
luminoso.
Filtri di modificare questa situazione solo leggermente. Lo specchio sembra
profondamente
undercorrected.
Si dispone di un oscuro sospetto che la dimensione grande sfera è forse abbagliare il tuo
visione. Tornando alla fonte, si aumenta la distanza che separa il
torcia elettrica e la sfera a 2 m. Anche con l'immagine più scura, il severo
sottocorrezione mostra ancora.
Gli anelli non sono visibili da entrambi i lati, possibilmente a causa di rugosità o
turbolenze. Anelli non vengono visualizzati con un filtro verde o. Un test non decide
rugosità, tuttavia, soprattutto con il più grande strumento come un 16 pollici, in modo da
riservare il giudizio su quel punto.
Sottocorrezione è così male che non hai nemmeno cercare bordo rivolto o zonale
aberrazione.
Valutazione: Il telescopio non riesce. Ha bisogno di essere refigured. Se fosse anche un
po 'peggio di un marginale quarto di lunghezza d'onda, che sarebbe accettabile. Dopo
tutto,
non si aspettano spesso che una diffrazione limitata ottica af / 4. Ma questo strumento è
molto
oltre i limiti di accettabilità.
5.3.3 6-Inch f/12 Rifrattore apocromatico
Dato che questo telescopio si prevede di fare bene sotto il più difficile
circostanze, sarà testato in modo relativamente dura. Venti volte
la lunghezza focale è di 120 metri, o 37 metri. Per evitare vignettatura dalla sconcertante
e per evitare una stima erronea di aberrazione sferica, si spingerà questo
distanza 80 m. Interpolazione Tabella 5-3, si vede che un diametro di foro stenopeico
circa 0,16 mm sarebbe corretto a 37 metri, ma si sta andando due volte così lontano, così
volete uno due volte più grande. Trecento diametro di 0,32 millimetri foro stenopeico
rendimenti 96 mm, ovvero circa 4 pollici.
Page 117
5,3. Esecuzione del test
99
Si dispone di una 50 mm ornamento albero, ma dal momento che si farà questa prova
di notte è facile spostare il 1 cm torcia mascherato a circa 60 cm dal
sfera invece dei soliti 1 m. I 60 cm di distanza significa che il foro sarà
sottendere un poco meno di un angolo di 1 ° come visto dalla sfera. È appoggiare la
maschera con una torcia elettrica 80A filtro "tungsteno" camera al fine di ottenere una
migliore
bilanciamento del colore per i test di aberrazione cromatiche.
Prendendo il telescopio al vostro sito di osservazione al solito, è appendere la sfera
circa 250 metri dal telescopio. La torcia viene puntato verso il campo da
un paio di metri di distanza sul lato vicino. Poiché il telescopio completamente
assemblato
è fastidiosamente alto quando è diretta verso l'orizzonte, lo si inserisce tra
le sedi di due "regista film" robusto sedie pieghevoli. Si siederà sul
terreno.
Si tenta di puntare il telescopio spostando la sedia posteriore. Il telescopio
è rivolto ai piedi del treppiede, in modo da elevare la parte anteriore facendo scivolare in
una
rivista. La sfera è ora un po 'troppo basso.
Sembra più facile spostare il target che il telescopio, in modo da raggiungere la
fonte e spostare la sfera più alta. È riorganizzare la torcia, verificando che
la più brillante riflessione è di nuovo verso il telescopio.
L'immagine ha solo bisogno di un jiggle per centrarla. Si scivolare in un più alto magnification oculare. La prima cosa da esaminare è la correzione del colore. Il disco ha
un magenta lieve o frangia rossastro all'interno messa a fuoco e una frangia verde fuori
messa a fuoco. A fuoco, non c'è foschia colore apparente. Nessun punto rosso appena
fuori
di messa a fuoco, ma dal momento che si sta testando un apocromatico, non è previsto.
Sbavature Rainbow non è evidente in tutte le direzioni, il che indica che
decentramento o errore cuneo è assente. Un'immagine luminosa sarebbe utile, in modo
da
si sposta la torcia a circa 30 cm dalla sfera.
Ora, il disco di Airy è visibilmente gonfio, ma assenza di foschia colore è visibile. Voi
tornare alla torcia e spostarlo indietro.
Mettere un filtro verde sull'oculare, cercate astigmatismo o
allungamento come indicatore di disallineamento. Nessuno può essere visto. Sfocamento
in entrambi i casi, senza apparente difficoltà con la correzione appare. Il telescopio scatta
bene. Si defocus una lunga distanza e cercare zone. Nessuno si vedono. Turned
bordo non mostra, ma questo è un rifrattore. La cella lente oscura bordo lontano.
Si è disturbati dalla mancanza di contrasto in anelli di diffrazione. Ciò potrebbe
indicare un problema con rugosità. Poi di nuovo, l'occhio può essere solo
abituati alla delicatezza degli anelli. Mettete in un profondo-filtro rosso, ma
che taglia la luce troppo, in modo da trasformare ancora una volta il filtro verde.
La messa a fuoco l'immagine sembra avere diversi ispessimenti asimmetriche nel
anelli, ma che potrebbe essere causato da lenti correnti d'aria tra l'
immagine e. Tu guardi abbastanza a lungo per decidere che il modello è fisso.
Centrare l'ostruzione della carta del 33% sul filo di cucitura-web, è
Page 118
100
Capitolo 5. Esecuzione del test Stella
cercare difficoltà piccola correzione. Siete in grado di rilevare alcuna differenza.
Valutazione: Questo telescopio può subire una leggera rugosità medie dimensioni,
che comprometterebbe le immagini nelle notti perfette. Una piccola quantità di
aberrazione sarebbe passata inosservata anche negli altri strumenti. Tuttavia,
è preoccupante in un lunare-rifrattore planetario. Tuttavia, si decide di fare il
star test formale nuovo e valutare una serie di notti sulle immagini planetarie.
Rugosità è un'aberrazione difficile distinguere in modo inequivocabile dalle turbolenze,
e si potrebbe avere mal diagnosticato esso.
5.3.4 8 pollici f/10 Schmidt-Cassegrain Catadiottrico
Per verificare questa Schmidt-Cassegrain, ricordare che il telescopio devia i raggi al di là
di
il bordo del disco di Airy a circa 48 m (157 ft), o circa 24 volte il focali
lunghezza. (Risultati Tabella 5-2 in una distanza non corretta in quanto la messa a fuoco
interna
meccanismo compromette la correzione ottica.) si decide di aumentare
distanza di separazione di almeno 100 m (328 ft). Una fonte a questa gamma è 2,5 volte
le 20 lunghezze focali raccomandate dopo la Tabella 5-2, quindi richiede 2,5 volte i
0,134 mm Dimensione foro stenopeico di Tabella 5-3, o 0,335 millimetri. La sfera
riflettente deve
quindi essere di 100 mm di diametro. Non è un 4 pollici sfera, ma è possibile trovare un
specchio convesso che sarebbe di 7 cm di diametro se fosse una sfera completa.
Il foro può espandere un fattore di 2 prima che esso superi la dimensione del disco di
Airy.
Sette pollici, però, è un po 'vicino al limite. Poi si ricorda che se si prova
con il Sole direttamente verso la schiena, con il punto di brillantini al centro del campo,
il divisore è più vicino a 450 di 300. Questa condizione permetterebbe una sfera a
almeno 6 cm di diametro, e 7 pollici non è troppo di più.
Si imposta la prova di una mattina presto con la bassa Sole orientale
orizzonte e l'intervallo di avvistamento a ovest. Un rapido sguardo nell'oculare
conferma che l'immagine è troppo luminosa. Dopo aver fretta all'interno per ottenere un
2 pollici albero
ornamento, si imposta la nuova sfera ad una distanza di 70 metri e puntare il
strumento. Una corrente tubo particolare allunga l'ombra secondaria
un lato di fuoco, ma va via dopo pochi minuti.
Prima viene l'allineamento, una operazione relativamente semplice in quanto
coinvolge solo un elemento di regolazione. Scivolare su un profondo filtro giallo, si fa
la prova di scatto, ma non si può dire con certezza se lo strumento scatta in modo
adeguato.
Messa a fuoco sembra morbida, ma non gravi carenze.
Si rileva una piccola quantità di aberrazione sferica, ma non si può dire se si tratta
sottocorrezione o ipercorrezione. Il telescopio è riorientato con il regolare
ingrandimento dell'oculare alto e filtro giallo, la vite allentata, e la
Oculare ritirata 1/5 pollici (5 mm). Controllo tabelle 5 e 5-1a-1b, si vede
che tale importo corrisponde a circa 12 lunghezze d'onda al di fuori
Pagina 119
5,3. Esecuzione del test
101
messa a fuoco. Il bordo del modello è più forte l'interno, in modo che il sistema è
ipercorrezione.
Dal momento che una ostruzione del 33% è già in atto, si guarda per la prima apparsa dell'ombra secondaria. Appare solo circa 1,5 volte più lontano sul
lato. Dal momento che lo strumento dovrebbe apparire leggermente ipercorrezione
in ogni caso (con la posizione fonte vicina), tale importo è molto mite.
Nella ricerca di rugosità, si trova una insolita quantità di turbolenza anche
questo la mattina presto. Dovrete provare di nuovo quando è più tranquillo.
Valutazione: Lo strumento mostra segni di essere eccellente, ma a terra
turbolenza è troppo grave. Osservazione del pianeta Saturno, quella notte ha dimostrato
La divisione di Cassini brillantezza e nero tra attacchi di vedere male. Voi
tenterà nuovamente il test di notte utilizzando una sorgente di torcia elettrica.
Page 120
Page 121
Capitolo 6
Disallineamento
Un modo semplice di molto migliorare l'immagine di un telescopio è quello di allineare
l'ottica. Uno dei problemi più ignorati ottici, è anche uno disallineamento
delle più curabile. I miglioramenti ottenuti allineando precedentemente
strumenti trascurati sono sempre evidenti, e, talvolta, il miglioramento è
sorprendente.
Il test stella non può essere utilizzato solo per diagnosticare disallineamento, è anche
utile
per ottenere l'allineamento fine. Una volta acquisita familiarità con la stella-Metodo di
prova
di fare la rettifica ultimo piccolo sulla collimazione, si farà un
procedura standard durante ogni sessione di osservazione. Con la pratica, star-test
allineamento diventa facile.
6,1 Vista cinematica di Allineamento
Una superficie ottica è un oggetto tridimensionale di dimensioni finite. Per individuare
come un oggetto nello spazio, si deve prima trovare un certo punto (di solito la sua
geometrica
centro) e spostare quel punto tre coordinate lineari. Una volta che il suo centro è posto,
due angoli di orientamento rimanenti devono essere fissati per specificare la posizione.
In effetti, i matematici descrivono tre angoli di rotazione del genere, ma la simmetria
permette di solito uno per essere ignorato. Per l'allineamento, questo angolo nascosto è
una finale
inutile rotazione intorno all'asse ottico simmetrico.
Le tre coordinate del centro così come questi tre angoli costituiscono il
sei gradi di libertà necessari per conoscere la posizione e l'orientamento di un
oggetto solido con precisione. I punti di fissaggio sono ben progettato se sono
sufficiente per fissare la posizione dell'oggetto, ma non overconstrain esso. Three-legged
sgabelli sono stabili sui livelli più difficili, perché i tre punti di design è
necessaria e sufficiente. Stiff quattro zampe feci di solito perché la roccia
design ha anche molti supporti. Il quarto non può essere fatto con precisione
occupano il piano del pavimento. Questa difficoltà anche ac103
Pagina 122
104
Capitolo 6. Disallineamento
conta per il motivo che le cellule ottiche di montaggio sono spesso multipli di tre
punti.
L'allineamento è di solito suddiviso in due attività indipendenti. In primo luogo, i centri
di tutti gli elementi ottici sono disposti su una linea di asse e opportunamente distanziati.
Secondo, le inclinazioni di ciascun elemento ottico sono orientati in modo che ciascuna
diventa
cerchio di rivoluzione attorno all'asse. Quindi, se si ghirigori del sistema ottico intorno
l'asse, sembra la stessa. Il posizionamento del centro sull'asse viene chiamato
centraggio, e ottenendo il corretto orientamento di inclinazione è
chiamato squadrabordatrici dalla
alcuni autori.
1
6.2 Effetti del disallineamento
Se l'allineamento non è preciso, qualsiasi numero di effetti negativi può portare. Anche
se
calcolerà i modelli solo per disallineati riflettori newtoniani, il comportamento
raffigurato qui descritto qualitativamente un'ampia varietà di sistemi ed è generalmente
utile.
Fuori asse, un riflettore newtoniano presenta una miscela di due aberrazioni puri,
coma e astigmatismo. In questo caso, l'astigmatismo non è macinata nel bicchiere
permanentemente. È causato da visualizzare lo specchio ad un angolo
obliquo. Analogamente,
coma indotto è semplicemente l'inclinazione dello specchio.
Come peggiora disallineamento, astigmatismo supera coma a diventare il
dominante aberrazione. Coma peggiora linearmente con l'errore di collimazione, mentre
astigmatismo aumenta con il quadrato della distanza dell'asse ottico. Questo
comportamento è illustrato in Fig. 6-1. Per tutti i casi pratici di disallineamento, le
punto di crossover è sempre al di là del livello di allineamento anche grossolani. Coma è
sempre più forte astigmatismo indotto per i telescopi newtoniani.
Le parti luminose di un'immagine comatica sviluppare appendici a forma di ala, e
parte della luce viene spalmato lontano dall'asse ottico. Coma effetti sono
all'interno stesso o fuori fuoco. In ogni caso, l'aberrazione estende l'immagine
lontano dall'asse ottico.
Disallineamento dell'immagine in Newton è facile percepire fuori
messa a fuoco. Le ottiche asimmetriche non hanno più un ostacolo centrato, e al di fuori
focalizzare il fuori centro ombra della diagonale aggiunge allo stiramento causato da
coma. L'ombra di offset fa coma sembra ancora peggio. All'interno di messa a fuoco,
l'offcentro ombra si appoggia in modo che controbilancia parzialmente il tratto coma.
Allineamento su ciascun lato della messa a fuoco è possibile, ma il metodo preferito è di
tirare
l'oculare posteriore.
Telescopi astronomici hanno un campo ristretto di vista che coma
causata da l'obiettivo in genere non è visibile a meno che le ottiche sono mis__________________________________
1
Tilted componenti telescopi non seguono una semplice sequenza. Essi richiedono una
procedura di
abbinato al particolare strumento.
Pagina 123
6,2. Effetti del disallineamento
105
Distanza fuori asse
Fig. 6-1. Astigmatismo e aberrazione coma come disallineamento diventa peggio
riflettori newtoniani.
allineati e l'immagine viene visualizzata con un ingrandimento elevato. Qualsiasi fuori
asse sbavature
dell'immagine a bassa potenza oculari è principalmente un guasto del oculare.
Purtroppo, coma e astigmatismo in forma composito sono gli errori più comuni
in poco collimato riflettori newtoniani e catadioptrics. Ben progettati
rifrattori e riflettori avanzate utilizzare la molteplicità di superfici per ridurre o
eliminare l'errore di coma. Rifrattori buoni soprattutto mostrano disallineamento
attraverso
astigmatismo.
L'allineamento è probabilmente il più grande contributore singolo alla immeritata
reputazione shabby di riflettori newtoniani. Questi strumenti sono comunemente
effettuate a rapporti focali molto basse. I loro proprietari non si rendono conto i loro
telescopi devono essere
essere tenuti in tagliente allineamento. Un veloce Newton spende di solito tutta la sua
esistenza in uno stato miserabile di collimazione. Naturalmente, se bassi ingrandimenti
sono utilizzati, la zona di allineamento eccellente solito risulterà qualche
all'interno del campo di arresto dell'oculare. Tuttavia, con forti ingrandimenti (dove
qualità ottica deve essere al suo meglio), il piano focale regione di buona qualità può
essere un bordo del diaframma di campo o possibilmente fuori completamente.
Come esempio, diamo un'occhiata da vicino il comune da 10 pollici (250 mm) f/4.5
Riflettore newtoniano. Schroeder (p. 96) dice che f/4.5 paraboloidi può tollerare
disallineamenti di circa 1,8 minuti d'arco. Splendide immagini sono quindi limitato ad
una
regione al piano focale soli 0,05 pollici (1,2 mm) di diametro. Questa tolleranza
è un po 'stretto, però. Immagini "Decent" consentirebbe un disallineamento di circa
3 minuti d'arco, un cerchio sul piano focale di 0,08 pollici (2 mm) di diametro. Il
regione passabile è un cerchio
1
/ 5 del diametro della
Pagina 124
106
Capitolo 6. Disallineamento
luna piena. Questo allineamento è rovinato con solo circa
1
/ 10 giro di uno specchio principale
Vite di regolazione.
Fig. 6-2. Aberrazione del fronte d'onda allineata funzione solo dopo che è passato
attraverso l'apertura
.
6.3 La funzione di aberrazione del allineate newtoniano
Se concentrata in prossimità del cerchio di immagine più piccola sfocatura, la funzione
di aberrazione
disallineamento è simile alla forma complicata che appare in fig. 6-2. Che
figura non appena la giustizia alla deformazione. La superficie è come una fase
tamburo che ha appena avuto un enorme colpo fuori centro. Un semicerchio è
deformato verso il basso, e l'altro semi-cerchio ha un rigonfiamento bilanciamento verso
l'alto.
Aggiunto a questo modulo è una piccola quantità di sella o di patatine deformazione
caratteristica di astigmatismo. Il risultato complessivo è un meravigliosamente
interessante
superficie per indagare da calcoli, ma è una brutta notizia se descrive il
fronte d'onda di un telescopio.
La forma funzionale della aberrazione coma è
),
cos (
)
2
3(
2
)
,
(
3
3
θ
ρ
ρ
θ
ρ
=
coma
coma
La
W
(6.1)
dove ρ è la distanza dall'asse ottico (normalizzata a raggiungere 1 al bordo
il diaframma),
è l'aberrazione coma totale, e θ è l'angolo dalla
asse di disallineamento (Born e Wolf 1980). La piccola quantità di astigmatismo
mescolato con questo coma ha la forma che appare nel capitolo 14, e il totale
deformazione è
. Gli importi di ogni aberrazione dipendono
l'apertura e il rapporto focale.
coma
La
3
astig
n
W
W
coma
misalig
W
=
+
Pagina 125
Frazione di massima frequenza spaziale
6,4. Filtrazione di un allineate newtoniano
107
Da 10 pollici (250 mm) f/4.5
Fig. 6-3. Funzione di trasferimento di modulazione costante peggioramento
allineamento newtoniana (45 ° orientamento
di barre bersaglio MTF rispetto alla direzione di disallineamento).
6,4 Filtrazione di un allineate newtoniano
Poiché la superficie di fase non è assialmente simmetrica, la sua MTF dipende da quale
modo in cui le strisce del target sistema multilaterale di negoziazione sono orientati. Se
calcoliamo la MTF in un
orientamento media, possiamo vedere come il comportamento migliora con una migliore
collimazione. Cinque curve sono rappresentate in fig. 6-3. La prima è la perfetta
apertura circolare. Il prossimo è un apertura 30% libera ma per il resto perfetto.
Terzo è il filtraggio causato da uno spostamento dei lateralmente dal piano focale
generoso 3 minuti d'arco di tolleranza. Se questo cambiamento è raddoppiato, i cali di
contrasto
considerevolmente nella quarta curva. L'ultima curva e in basso è il trasferimento
atteso da un mirror gravemente disallineati. Qualsiasi sforzo di allineamento di sorta
traduce in una migliore collimazione che l'ultima curva, ma alcuni proprietari di Newton
sono così paura di produrre una performance peggiore che si rifiutano di toccare il
regolazione viti.
Le peggiori cadute della curva MTF rapidamente. Il comportamento interessante si trova
a bassa
sull'asse frequenza spaziale. La caduta iniziale indica che il telescopio è
eseguendo così come un'apertura perfetta di circa 1/4 del diametro completo. Grave
disallineamento riduce il contrasto a bassa frequenza spaziale a quella di un 2,5 pollici
telescopio!
Anche correggere il disallineamento finché l'asse è inclinato di due volte la
Tolleranza solo migliora il contrasto in modo da questo specchio si comporta come uno
di metà della sua
apertura. Questa curva MTF è circa lo stesso come avverrebbe per un 50% o
Page 126
108
Capitolo 6. Disallineamento
60% ostruito diaframma. Nessuno avrebbe resistito per tali ostacoli enormi, ma
molti proprietari di telescopio con indifferenza accettare disallineamenti di questa
portata.
La filtrazione di un telescopio anche leggermente disassati è sufficiente a gravemente
degradare le immagini. Siate senza paura nel tentativo di collimare il telescopio. Voi
è difficile fare peggio di uno strumento non allineato, e il potenziale
miglioramenti ottenuti con solo un piccolo sforzo può essere profondo.
6,5 Allineamento tre telescopi
La procedura di allineamento per ogni telescopio commerciale non può essere
descritto perché ogni macchina ha piccole variazioni nella produzione di celle,
titolari di specchio, e l'hardware di regolazione. Per questo motivo, si esaminerà la
caratteristiche generali del processo di allineamento utilizzata in soli tre telescopi
comuni.
Nonostante questa limitazione, le descrizioni che seguono rappresentano una grande
numero di sistemi ottici. Non sarà dato istruzioni dettagliate nel
forma di una ricetta da imparare a memoria ("girare il bullone A"). Questo lavoro è il
migliore
servito da le istruzioni fornite con lo strumento. Invece, si sarà
insegnato procedure che possono essere applicati a quasi ogni telescopio.
Altre procedure di collimazione utilizzare metodi o strumenti specializzati. Micio
i lettori sono incoraggiati a perseguirli. Tuttavia, le istruzioni riportate di seguito
produrre collimazione ragionevolmente semplice senza tagliare troppo in
osservando tempo prezioso. La giustificazione e l'ordinamento dei passi sarà la
obiettivo primario, con commenti laterali relative trucchi e trabocchetti.
1. Stabilire linea dell'asse. La linea asse è definito da due punti, solitamente
il centro dell'oculare e il centro della lente obiettivo o
specchio. Esso è abitualmente diretto lungo centro del tubo.
2. Centro componenti ottici su questa linea d'asse. Se il telescopio è
più elementi di un obiettivo e oculare, almeno una non banale
centratura deve avvenire. A volte, centratura è impostato in fabbrica
e non è regolabile dall'utente telescopio.
3. Stabilire le inclinazioni degli elementi. Generale, le regolazioni di inclinazione
deve essere effettuato in un certo ordine da uno dei due punti che
definire l'asse all'altro punto. Ordinamento Poor rende l'allineamento
molto più difficile.
4. Ripetere i passaggi 1, 2, e 3, una procedura iterativa. Perché l'annuncio
regolazioni sono raramente completamente indipendenti, un passo di allineamento può
disturbare le impostazioni precedentemente corrette. Allineamento grossolano è come
rastrellare
foglie. Il primo passo non raccoglie ogni foglia, ci vuole un paio di colpi.
Pagina 127
6,5. Allineamento tre telescopi
109
5. Regolare solo un elemento in allineamento di precisione. Allineamento fine si svolge
su un
immagine reale. Normalmente, una piccola regolazione deve essere effettuata
sull'elemento per
dal dispositivo di regolazione più conveniente.
Anche se non è strettamente necessario, è possibile risparmiare tempo e fatica
utilizzando un
di supporto per allineare. Su tutti, ma i telescopi più compatti, collimazione è un lavoro
fatto meglio da due persone, una all'oculare e una esecuzione di regolazioni.
6.5.1 Il riflettore di Newton
La presenza dello specchio diagonale e le molte riflessioni confuse
eseguire questa regolazione il più difficile dei tre discusso qui.
Prima che l'allineamento ha inizio, si deve preparare. Il primo elemento
serve è un buco avvistamento centrato. Questo vuoto o senza lenti "oculare" ha una
piccola apertura sul retro invece di un elemento lente. Lo scopo di tale
dispositivo è quello di permettere di posizionare in modo inequivocabile l'occhio
sull'asse del
tubo del focalizzatore. Uno scopo meno evidente è quello di permettere a vista da una
postazione
destra al piano focale. Si oscura la vista a meno che l'occhio è posto in prossimità.
Così, l'occhio può essere posizionato non solo al centro del tubo focalizzatore ma al
corretta distanza dalla diagonale. Vuoi inserire questo buco avvistamento vicino
la posizione del piano focale quando il telescopio è focalizzata su oggetti distanti.
Una fonte economica di questi buchi di avvistamento
sono di plastica trasparente pellicola da 35 mm
lattine con il fondo tagliato e un 3-mm foro nel coperchio. Vento le
con alcuni giri di nastro in modo che si appoggino bene.
La preparazione secondo è quello di mettere un punto marcatore al centro geometrico
lo specchio. Facendo attenzione a non toccare la superficie dello specchio
accidentalmente, c'era un
righello rigido lungo il diametro. Lungo il righello, è possibile determinare il centro
molto preciso, ma perpendicolarmente ad esso, è possibile solo stimare. Al centro,
disegnare un breve (3 mm) linea ad angolo retto per il regolo. Il centro sarà
essere in qualche punto lungo la direzione di questa linea tozza. Fate la stessa cosa dopo
un
quarto di giro dello specchio. Guardare da vicino al centro. Che cosa si dovrebbe vedere
è
due brevi linee leggermente sfalsato come in Fig. 6-4. Il centro vero è al
intersezione di queste due linee, se stese fino a quando non si incontrano. Questo è l'
posto per mettere il punto.
Non impegnarti a fare un punto grande in un primo momento. E 'meglio fare una
segno appena percettibile in questa posizione e misurare in entrambe le direzioni per
verificare che sia
il centro. Quando si effettua un segno più grande, probabilmente si vuole estenderla
su un lato per correggere l'errore inevitabile. Questo punto può essere qualcosa
semplice come l'inchiostro permanente pennarello nero o elaborata, come vernice
bianca.
(Alcune persone sostengono un punto bianco è più facile da vedere quando si
Page 128
110
Capitolo 6. Disallineamento
Fig. 6-4. La procedura di fine e segna il vero centro di un disco circolare.
sta tentando l'allineamento al buio con una torcia.) Fare il punto grande
Basta vedere facilmente (6 mm o
1
/ 4 di pollice). Non preoccuparti per il punto o corto
linee interferenti con qualità ottica. I marchi sono all'ombra del
specchio diagonale.
Punti da 1 a 3 sono meglio farlo in una stanza molto luminosa illuminata dalla diffusa
luce. (Luce fluorescente è ideale.) L'interno di un tubo del telescopio non è ben
illuminato
posto. Durante la regolazione grossolana, nastro un foglio di carta bianca all'interno del
tubo
di fronte al focheggiatore. Il documento fornirà uno sfondo più chiaro al
delineano del titolare diagonale rispetto l'interno normalmente scuro del tubo.
Fase 1: Stabilire la linea d'asse.
La linea dell'asse sarà dal centro del campo dell'oculare di vista della
centro dello specchio. Questo passo sarebbe facile e banale se non fosse dipendente da
la rottura angolo retto che avviene alla diagonale. Una volta che la diagonale è allineato,
sarà semplice da controllare, ma è impossibile verificare ora. Noi invece pagare
attenzione su un aspetto fondamentale, la necessità che il focheggiatore per far scorrere
l'oculare
linearmente lungo l'asse ottico, quindi fare in modo che sia l'oculare e
Barlow sarà su questo asse. Un disallineata Barlow è un disastro per chi
che devono indossare occhiali, poiché la Barlow e media potenza oculare sono
preferibile utilizzare estremamente breve messa a fuoco oculari.
Si assume che l'asse ottico sarà lungo il centro del tubo e
che la diagonale sarà impostato precisamente a 45 °. Il problema del moto focalizzatore
si riduce a fare che il tubo di messa a fuoco è puntato linea centrale del tubo e
che non inclinarsi verso un'estremità del tubo. Se si dispone di un
Page 129
6,5. Allineamento tre telescopi
111
tubo rotondo e con precisione il focheggiatore si adatta perfettamente contro di esso,
probabilmente
non devono preoccuparsi, ma tali strumenti sono rare.
Non posso dare istruzioni per la misurazione della magra del focheggiatore perché ogni
situazione è diversa. Posso solo segnalare alcuni trucchi per ingrandire la Direzione
magra. Il primo è quello di mettere qualcosa oltre l'oculare nel focheggiatore. La buona
scelta è un lungo tubo dello stesso diametro di un oculare. La chiameremo il "oculare a
lungo". Se si estende un tubo all'esterno del focheggiatore, sarà facilmente evidente se si
sporge verso un'estremità del tubo. Fare un modello ad angolo retto su una cartella di file
manila o altro foglio di cartoncino. Tagliare a sufficienza con la coda in modo che
cancella l'hardware focheggiatore, e laici contro il tubo sporgente. Qualsiasi magra del
focheggiatore lungo il tubo del telescopio diventa immediatamente evidente. Rimuovere
la diagonale, ed estendere l'oculare lungo il centro del tubo del telescopio, o il più vicino
si può ottenere. Vedere se l'oculare è puntato in una posizione inclinata su entrambi i lati
dell'asse telescopio. Questo passaggio è particolarmente facile se il vostro Newton ha un
ragno. Basta posizionare un puntatore o vite nel foro da cui è stato rimosso il supporto
diagonale e guardare attraverso l'altra estremità del tubo oculare lungo. Certo, centrare il
primo ragno. Una volta che hai verificato che il tuo focheggiatore si adatta esattamente
sul telescopio e gli anticipi e gli oculari si ritrae più o meno lungo la direzione prevista,
si è pronti per continuare. Se la misura è inclinata, spessore il focheggiatore finché non
punta esattamente al centro del tubo. Fase 2: Centro i componenti ottici lungo la linea
dell'asse. Poiché l'asse passerà attraverso il centro dello specchio e il centro del piano
dell'immagine ovunque si trovano, "centratura dei componenti" significa centrare la
diagonale lungo quella linea. Ricordate, il posizionamento diagonale si ottiene senza
alcun riferimento a riflessioni. In questa fase, lo specchio principale non deve essere
all'interno dello strumento. La diagonale potrebbe essere un blocco di cemento. In realtà,
è utile pensare ad esso come non riflettente. È necessario sopprimere ogni desiderio di
centrare i riflessi che vedete in diagonale. Questo non ti riguarda ora. Consultare fig. 6-5.
Questo diagramma rappresenta un perfetto allineamento newtoniano. (Rapporto focale è
stata esagerata per rendere il comportamento anomalo facilmente visibile.) Si noti che la
distanza d nea r è maggiore di d Lontano. L'allineamento è perfetto per definizione, ma
sembra come se lo specchio diagonale non è centrata. Già ci sembra di violare la
condizione generale 2. La cosa più importante, i componenti devono essere otticamente
centrato, non educazione fisica-mente centrato. Quando si guarda attraverso il foro
piccolo avvistamento sostituzione del
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112 Capitolo 6. Disallineamento Fig. 6-5. Un telescopio newtoniano perfettamente
allineato con rapporto focale circa 1,75. Consente di visualizzare le caratteristiche
centrate e non centrata. oculare, che cosa vedi? La diagonale dovrebbe apparire come un
cerchio perfetto perfettamente centrato sul fondo del tubo focalizzatore. L'offset è
causato dalla prospettiva scorcio del lato opposto della diagonale. E 'molto più lontano,
che sembra in realtà più piccole. È necessario far scorrere lateralmente il diagonale e giù
per il centro sul cono convergente di luce. Il punto di vista attraverso il foro
avvistamento è schematizzato in fig. 6-6. Fig. 6-6. Centraggio della diagonale sul fondo
del tubo focalizzatore. (Questo tubo è raffigurato come l'anello scuro all'esterno con
striature grigie radiali in esso.) A) Una impropriamente collocato diagonale, b) La
posizione corretta come risultato di una diapositiva all'indietro del supporto diagonale.
Un pezzo di carta leggera è collegato attraverso il tubo. L'importo della compensazione è
determinato in avanti per tentativi ed errori. Spostare il diagonale in avanti e indietro
fino a quando non appare centrato. Si prega di notare che la parola "sembra" viene
sottolineato in questa informativa. Perché il giudizio può essere difficile, si potrebbe
essere tentati di rimuovere il foro di vista e peer
Pagina 131
6,5. Allineamento tre telescopi 113 lungo il tubo del focalizzatore ad angolo radente. Poi
si sarebbe corretto confrontare il fronte e il retro e impostato in modo errato la diagonale.
Il metodo corretto è quello di vederlo dal centro e spostare la diagonale fino a che non
solo sembra centrato. Si può rilevare un errore nella direzione "up-down" di fig. 6-6.
Tale errore è probabilmente causato da un tilt inosservato nel focalizzatore o uno
spostamento laterale del Ragno. Regolare contraenti mediante spessori il focheggiatore o
spostando il ragno prima di continuare. Figura 6-6b mostra una diagonale perfettamente
centrato. La quantità di offset della diagonale dalla oculare è impossibile giudicare solo
guardando. Essa deve essere calcolata e misurata fino a quando le quantità d Vicino ed
Lontano siano corrette. Questo offset può essere direttamente calcolato utilizzando la
geometria analitica. (Tale derivazione appare nell'Appendice C.) Ecco la risposta e
alcune approssimazioni facili: Se D è il diametro dello specchio, L il diametro del campo
di illuminazione 100%, Τ la distanza dal centro del tubo al piano focale, f è la lunghezza
focale, e la s sagitta della superficie dello specchio, poi il) 16 / (2 f D s ≅ offset è
colomba. (6,2) per un campo molto piccolo di 100% illuminazione e uno specchio
superficiale, questo è di circa. (6.3) dove F è il rapporto focale. Diciamo che sono due
pile di monete uguali. Se si rimuove una moneta e metterla in pila dall'altro, le pile
differiscono in altezza con due monete. Per la same ragione d Vicino è maggiore di d
Lontano dal doppio del numero di offset A stime d vicino -. d Lontano sono elencati
nella Tabella 6-1 Questi offset tipici sono generati utilizzando Eq 6,2 con stime
ragionevoli T. Al lunghi rapporti focali.. , l'offset è molto piccola, quindi l'uso di questa
tabella deve essere critico nel suo angolo in basso a sinistra, per veloci e grandi specchi.
A QUESTO Motivo, l'approssimazione in Eq. 6.3 è più che sufficiente. ottimale,
Newtoniani veloci devono essere progettati con le regioni molto piccole di piena
illuminazione in corrispondenza del piano focale (Peters e Pike 1977). maggior parte dei
ragni può essere regolato per consentire la diagonale da compensare deliberatamente
semplicemente cambiando le loro vite-montaggio regolazioni. Non preoccupatevi se le
alette ai lati opposti della la diagonale non sono esattamente allineati. condizione This
modifica solo il modello di diffrazione ragno. La quantità di luce diffusa dalla ragno è la
stessa di prima. In un certo senso, il modello di diffrazione ragno con otto meno
luminosi picchi possono essere meglio di quattro quelli forti in alcune circostanze di
osservazione T n T nL Offset -. + = 2 1 2 /) (2 sf LD n - = 2 4 FT Offset ≅
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114 Capitolo 6. Disallineamento Tabella 6-1 La differenza tra le due misurazioni dal
tubo al bordo della diagonale, d Vicino - Lontano d = 2 Campo di Offset 100%
illuminazione è zero Diam ter (in) e Τ 3 3,5 4 5 0 , 2 4,4 6 5,6 8 7,0 10 8,4 12,5 10,2
14,25 11,4 16 12,6 17 5. 13,6 20 15,4 24 18,2 Diametro (mm) Τ 75 90 110 110 150 140
200 180 250 210 320 260 360 290 400 320 450 350 500 390 600 460 Rapporto focale 4
4,5 5 6 7 8 10 2 Offset (in) 0,11 0,09 0,07 0,05 0,04 0,03 0,02 0,14 0,11 0,09 0,06 0,04
0,03 0,02 0,18 0,14 0,11 0,08 0,06 0,04 0,03 0,22 0,17 0,14 0,10 0,07 0,05 0,04 0,26
0,21 0,17 0,12 0,09 0,07 0,04 0,32 0,25 0,20 0,14 0,10 0,08 0,05 0,36 0,28 0,23 0,16
0,12 0,09 0,06 0,39 0,31 0,25 0,18 0,13 0,10 0,06 0,43 0,34 0,27 0,19 0,14 0,11 0,07
0,48 0,38 0,31 0,21 0,16 0,12 0,08 0,57 0,45 0,36 0,25 0,19 0,14 0,09 Rapporto focale 4
4,5 5 6 7 8 10 2 Offset (mm) 2,8 2, 2 1,8 1,2 0,9 0,7 0,4 3,5 2,7 2,2 1,5 1,1 0,9 0,6 4,4
3,5 2,8 2,0 1 , 5 1,1 0,7 5,6 4,4 3,6 2,5 1,8 1,4 0,9 6,7 5,3 4,3 3,0 2,2 1,7 1,1 8,1 6,4 5,2
3,6 2,6 2,0 1,3 9,0 7,1 5,8 4,0 2,9 2,3 1,4 10,0 7,9 6,4 4,4 3,3 2,5 1,6 10,8 8,6 6,9 4,8 3,5
2,7 1,7 12,2 9,7 7,8 5,4 4,0 3,1 2,0 14 , 4 11,4 9,2 6,4 4,7 3,6 2,3 Fase 3: Stabilire
l'inclinazione degli elementi. Una volta che hai la diagonale visivamente centrata nel
tubo del focalizzatore e compensare la giusta distanza, si è pronti per la regolazione
dell'inclinazione. Se si dovesse impostare accuratamente l'inclinazione dello specchio
primario in primo luogo, l'impostazione guasterebbe quando il diagonale è finalmente
regolata. Pertanto, l'inclinazione della diagonale deve essere fissato prima lo specchio
principale viene toccato. A questo punto, visualizzare lo specchio principale verniciato
bianco. Tutto quello che potete vedere al primario sono clip specchio aggettanti sulla sua
superficie. Ignorare tutti i riflessi. La trucco utile è quello di diventare dolorosamente
consapevole di polvere sullo specchio. Concentratevi su la polvere e le clip specchio.
Guarda lo specchio, non attraverso. Figura 6-7a mostra la diagonale con inclinazione
errata. Ruotare il supporto in diagonale fino a quando il ragno sembra fig. 6-7b. Motor
regolare la vite nella base supporto che inclina la diagonale sia verso o lontano dal tuo
occhio al centro le clip specchio principali come in fig. 6-7c. La maggior parte delle basi
porta diagonali non contengono molle. Se si allenta una vite, è necessario stringere Gli
ALTRI dovuto.
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6,5. Allineamento tre telescopi 115 Fig.. 6-7. Impostare l'angolo della diagonale: a) A
disallineato diagonale, b) Dopo la filatura della diagonale del ragno, c) Dopo inclinando
le viti diagonali utilizzando alla base. Stranamente, i due regolazioni più comuni sono la
rotazione della diagonale tutta attorno al suo asse e regolando solo una vite alla base. Si
può anche chiedere perché le basi diagonali hanno tre fastidiosi e difficili da
raggiungere-viti. Una cerniera a molla e una vite di regolazione più senso. Una
spiegazione è che i produttori di telescopi sono estremamente conservatori, e le diagonali
sono fissati con tre viti per un lungo periodo di tempo. La descrizione di cui sopra aveva
tutte le strade sbagliate e frustrazioni rimossi. A prima vista, sembra impossibile
effettuare queste regolazioni per ottenere simultaneamente l'allineamento diagonale e
mantenere i connettori a tenuta. Come la chiave viene acceso il mandrino, rotazione
diagonale è particolarmente difficile da evitare. Quindici minuti di lavoro attento può
essere perso mentre si tenta di serrare il diagonale saldamente in posizione. Che Cosa è
finalmente imparare è come predire l'effetto della chiave. In definitiva, si sa quanto a
compensare il dito-stretto allineamento per ottenere una chiave a tenuta
ALLINEAMENTO. L'ultimo lavoro di collimazione grossolana è l'impostazione
l'inclinazione dello specchio principale. Infine, si può considerare il riflesso nel primario.
Il piccolo foro attraverso il quale si sta cercando si riflette da qualche parte vicino il
punto specchio. Regolando le viti sul retro dello specchio principale, spostare la
riflessione foro fino a che si trova dietro il punto. Non spendere una grande quantità di
sforzo da perfezionamenti di questa regolazione. È la imposterà empiricamente con la
star test. Figura 6-8a è un esempio di uno specchio disallineato principale. Figura 6-8b
mostra corretto allineamento grossolano. La freccia indica la direzione tozze alla
riflessione del focheggiatore di base.
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116 Capitolo 6. Disallineamento Fig. 6-8. Con la diagonale allineati, le viti sul retro
dello specchio principale vengono regolati finché il punto è sovrapposto al foro
avvistamento: a) l'aspetto di partenza, b) il corretto allineamento grossolano dopo aver
spostato il riflesso del foro nel modo indicato. Fase 4: Ripetere i punti 1, 2, e 3, una
procedura iterativa. Siete certamente consentito di avviare questo processo più volte per
correggere eventuali Difficoltà. Ricordarsi di ordinare i passi in modo corretto. Non
regolare in modo casuale, anche se si sta fortemente tentato. Un buon esempio di una
tale tentazione è l'aspetto decentrato della riflessione secondo le diagonali delle Figg. 6-5
e 6-8b. Ricordate, questi sistemi sono correttamente allineate, ma il riflesso del fondo del
focheggiatore è ancora decentrato, un effetto particolarmente grande in specchi veloci
con grandi diagonali. Quando in primo luogo notare questo decentramento, molti la
prima volta telescopio colli-mators iniziare tirando la diagonale, e finiscono per
distruggere la loro conquistata a fatica il posizionamento grossolano. Le persone sono
particolarmente disturbati da questo decentramento, e spesso inclinare l'allineamento
fino a quando questi cerchi concentrici sono circa come bene. Purtroppo, questo errore
ha lo stesso effetto inclinando il focalizzatore sopra, e di conseguenza, la rotazione del
piano focale. L'oculare è più trasportato lungo l'asse ottico. Barlow prestazioni
dell'obiettivo può soffrire, e il bordo di fotogrammi fotografici diventare indistinto e
sfocato. A causa della naturale curvatura di campo in riflettori newtoniani, un lato del
telaio è gravemente fuori fuoco, mentre l'altro no. (In effetti, tale comportamento
fotografica può essere utilizzato per diagnosticare un piano inclinato focale.)
Presumibilmente, fig. 6-5 è perfettamente allineata. Perché allora, se un telescopio in
collimazione perfetta mai mostrato alcuna forma di decentramento? Il problema è che le
tre riflessioni che si verificano quando si guarda anche se il telescopio in questo modo. Il
percorso abituale di luce è una riflessione fuori la riflessione primaria e uno fuori la
diagonale. Quando guardare indietro attraverso il telescopio, il percorso è una riflessione
fuori dalla diagonale, una seconda riflessione dallo specchio principale (va bene finora),
e la riflessione α terzo dalla parte diagonale. Dovremmo
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6,5. Allineando tre 117 Telescopi centratura aspettare solo fino specchio principale in
Fig. 6-8b. Né l 'diagonale come riflessa nello specchio principale né il fondo del tubo
focalizzatore come riflesso due volte nelle esigenze diagonali essere centrate. Una
modifica deve essere fatta quando si è soddisfatti con l'allineamento grossolano dello
strumento. Raddrizzare le alette del ragno modo che siano nuovamente perpendicolare
allo specchio principale. Questo passaggio è fatto meglio delicatamente con una stretta
chiave fissa mezzaluna. Culla la paletta vicino al suo centro o un po 'più vicino al tubo.
Guardare attraverso il foro di avvistamento e ruotare il ragno fino a quando non appare
più stretto. Questo assicura che l'ostruzione ragno otturano il meno possibile. Fase 5:
Intervenire unicamente un elemento allineamento di precisione. Fine-align su una stella.
Utilizzare la configurazione abituato ad alta mag-nification. Se normalmente si usa una
lente di Barlow, includerlo nel treno ottico. Si dovrebbe essere più interessato a colpire
l'asse di tale Barlow che con il raggiungimento di un allineamento piuttosto dei punti.
Scegli una stella moderatamente luminosa di alta quota, e centro nel campo. Rack il
focheggiatore fuori o fino a quando l'aberrazione sfocamento è di circa 10 lunghezze
d'onda. Se il telescopio è fortemente allineata, si vede qualcosa di simile a fig. 6-9d.
Questo modello è improbabile se il posizionamento grossolano è stato fatto con cura. Un
disallineamento di 12 minuti d'arco nel nostro esempio significa che la riflessione del
foro avvistamento è decentrato da 4 mm, o appena fuori dal dot. (Si consideri quanto
male l'allineamento deve essere stato prima di iniziare.) Il modello utilizzato per questi
modelli è un po 'inadeguata. Il ostruzione è ancora centrato nei calcoli, ma non è centrato
in un riflettore reale disallineato. Il laterale spostamento dell'ombra secondaria è
leggermente migliorata messa a fuoco e fuori fuoco all'interno diminuita. Più
probabilmente, vedere i modelli meno distorti come nella fig. 6-9c o Fig. 6-9b, che sono
esempi di miti disallineamento. Per questi casi, il modello di fig. 6-9b è difficile
distinguere da un modello perfetto quando è defocused quanto 10 lunghezze d'onda.
Scegli una stella dimmer e defocus una quantità minore. Qualcosa come le immagini in
fig. 6-10 dovrebbe apparire. Se il vedere è eccellente, è possibile eseguire la regolazione
ultima critica su una stella a fuoco. Sfortunatamente, il vedere è raramente sufficiente
per farlo. Trarre conforto nel sapere che se la turbolenza è un male abbastanza per fare
star-test di allineamento difficile, visto è probabilmente il fattore limitante nella vostra
pila traballante di filtri. L'asse ottico in tutte le figure è molto a destra del disegno. Voi
necessario spostare tale asse verso il centro del campo, in modo che si desidera spostare
l'immagine verso sinistra. La situazione reale non sarà così cooperativo. Il flare coma
può essere puntato verso qualsiasi angolazione. Devi essere in grado, in qualche modo,
Pagina 136
118 Capitolo 6. Disallineamento Fig. 6-9. Modelli di prova che mostrano Stelle
disallineamento sempre più male di un 10 pollici, (250 mm) f/4.5 Riflettore Newtoniano:
a) il modello previsto se il telescopio è perfettamente allineato, b) disallineato da 3
minuti d'arco (il peggiore disallineamento che offre un'immagine passabile), c)
disallineato da 6 minuti d'arco, e d) disallineato di 12 minuti d'arco. I modelli focalizzati
vengono ingranditi 6 volte rispetto ai modelli sfocati. Vedi Appendice D per
l'etichettatura di informazioni.
Pagina 137
6,5. Allineamento tre telescopi 119 fig. 6-10. Il 3 minuti d'arco disallineamento di Fig. 69 come sfocamento è regolabile da 1 a 4 lunghezze d'onda lunghezze d'onda. Il
disallineamento è chiaramente mostrato. di correlare il modello che si sta vedendo con
una vite di regolazione cellulare. Un newtoniano ha due riflessioni speculari, di cui uno
ad angolo retto. Forse alcune persone possono visualizzare il tridimensionale situazione
abbastanza bene per determinare quale vite girare esclusivamente dalla logica, ma sono
pochi. La tecnica Migliore per trovare questa vite è quello di decidere quale orologio
angolare che si vuole spostare l'immagine-parola, alle 7. Poi cerca l'oculare a lungo
Pagina 138
120 Capitolo 6. Disallineamento distanza di messa a fuoco. Mettendo una mano nel
percorso ottico del telescopio e notando dove l'ombra si intromette sul disco sfocato, si
può decidere quale parte dello specchio corrisponde a un angolo di orologio certa. È
possibile portare l'ombra mano sia a 7:00 o 1:00. Poi seguire questo orientamento
indietro lungo il tubo alla cella specchio. Quando si traccia la linea torna allo specchio,
che emergeranno sia vicino ad una vite o attraverso il tubo da uno. Dare che la vite di un
piccolo aggiustamento in entrambi Direzione. Non è importante da che parte si accende,
solo che ti ricordi la modifica. Ricentra la stella e vedere se la situazione è peggiore o
migliore. Se è peggio, riparare il danno e girare in senso contrario. Guarda l 'immagine
nuovamente. Ora dovrebbe migliorare. Scegli una nuova direzione di regolazione, e
ripetere il Processo Intero. Sempre centrare nuovamente la stella prima di decidere il
passo successivo. Cellulari Se l 'fondo di regolazione fuori e non si riesce a stringere una
vite, si ricordi che allentando gli altri due è equivalente. Fig. 6-11. Il triangolo
regolazione di un tre lati della cella, e i primi passi in allineamento di precisione su una
stella-test immagine. Come a casa in su uno specchio fine-allineati, si dovrebbe essere
seguendo un percorso come quello nell'esempio di fig. 6-11. È possibile inclinare lo
specchio lungo i bordi del triangolo regolazione. Si prega di ricordare, ciò che si sta
davvero cambiando è la posizione dell'asse ottico non, l'immagine, in modo che si
desidera spostare l'immagine in una direzione opposta a tutte queste regolazioni.
Personalmente trovo il movimento delle immagini molto confuso, quindi non ho
nemmeno guardare lo spostamento immagine nel campo visivo. Ho solo decidere
l'angolo di orologio e l'uso
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6,5. Allineamento tre telescopi 121 il metodo di prova ed errore descritto in precedenza.
Anche in questo caso, è più importante a muoversi lentamente e metodicamente che
capire ogni svolta. Il percorso di Fig. 6-11 non è l'unica soluzione a questa condizione
iniziale o anche il più efficace, ma non riesce. 6.5.2 Il rifrattore La maggior parte dei più
piccoli, meno costosi rifrattori non può essere collimato in quanto i produttori
preferiscono blocco della regolazione di fabbrica. Ragionamento che gli utenti
incompetenti non possono pasticcio l'allineamento, non ci stanno i telescopi con
regolazioni. Fortunatamente, piccoli rifrattori utilizzare un lungo fuoco di design in
grado di tollerare disallineamenti di grandi dimensioni, quindi l'assenza di adeguamenti
spesso non pregiudica l'immagine. Negli ultimi anni, in parte a causa della rinascita di
interesse per grandi rifrattori e l'avvento di nuovi apocromatici e disegni vetro avanzati
utilizzati a basso rapporto focale, rifrattori vengono forniti con celle variabili, ancora una
volta. Se il tuo rifrattore non è regolabile, è comunque possibile verificare utilizzando il
metodo descritto qui. Purtroppo, telescopi privi di regolazioni potrebbero dover essere
restituiti al produttore per la collimazione. I cosiddetti "teleobiettivo" disegni può anche
avere bisogno di essere restituito. Questi strumenti sono sempre dotati di difficili da
raggiungere-amplificatore telenegative come l'ultimo gruppo ottico, in fondo alla
provetta. Rifrattori non sono difficili da allineare. L'allineamento geometrico è in genere
sufficiente perché i loro progetti avanzati ottici cedere ampio e ben corretta campi. Il
problema è quello di tecnica e attrezzature. Un rifrattore è allineato seduto su un tavolo
con il copriobiettivo in. Il dispositivo usato abitualmente per iniettare la luce nel tubo
buia è chiamato un oculare Cheshire (Sidgwick 1955, p. 185), una versione modificata
del foro avvistamento utilizzato per allineare il newtoniano. In questo caso, la luce
normale stanza sul traslucido film può cap era sufficiente a fornire retroilluminazione
abbastanza per vedere il punto. Per rifrattori, una luce molto di più è necessario. Vetro
comune riflette solo il 5% dell'energia che lo colpisce, trasmettendo il resto. Lenti
rivestite riflettere ancora meno. L'oculare Cheshire è progettato per fornire un obiettivo
abbastanza luminoso da vedere, anche dopo riflessioni inefficienti. È possibile ottenere
uno commercialmente o fare da soli. Figura 6-12 mostra uno di questi strumenti di
allineamento. Ha un lungo tubo con un oblò forato lato per permettere alla luce di
entrare. Un tassello tagliati a 45 ° viene inserito nell'estremità dell'oculare e forato in
modo che si può vedere attraverso di essa. Il lato obliquo del tassello è almeno verniciato
bianco lucido, e se la sua superficie è in metallo lucido, tanto meglio. L'interno del foro
di avvistamento è attentamente annerito. Lo scopo del fermo definizione è quello di
mettere un bordo croccante Il Bersaglio. Tale affinamento non è realmente necessario se
la
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122 Capitolo 6. Disallineamento Fig. 6-12. The Cheshire "oculare". Il Cheshire è solo un
foro di avvistamento illuminato, ma non contiene superfici curve o di alta qualità ottica.
Il modello bersaglio riflettente viene mostrato a destra. oblò è posizionato con cura. 2
Taylor sostiene l'uso di una carta bianca inclinato a 45 ° in cui è collocato un foro
avvistamento, un "Cheshire" senza "oculare" (Taylor 1983). This suggerimento, tuttavia,
presuppone che una grande quantità di cura è presa con il montaggio della scheda e il
foro di centraggio avvistamento. Annerire una piccola area ellittica intorno al foro così
potrete vedere un cerchio a 45 °. Cellule più lenti regolabili utilizzare qualche variante
del sistema push-pull illustrato nella Fig. 6-13. Questa cella obiettivo, quando regolato
con precisione e bloccata, è estremamente stabile. Una flangia telescopio è fissato sul
tubo, e la cella lente galleggia su tre regolabili "spinta" viti filettate in tale flangia. Dato
che le viti di spinta non sono sufficienti per impedire la cella da cadere fuori, una vite di
trazione corrispondente associato a ciascuna vite di spinta viene aggiunto, in 6 viti in tre
gruppi attorno al tubo. Poiché non molle vengono utilizzate, come una vite di ogni
coppia è allentata, il partner deve sempre essere serrate. Figura 6-13 mostra una ampia
separazione della cellula obiettivo e la flangia telescopio per dimostrare la funzione di
una coppia di push-pull. Infatti, la configurazione di partenza deve sempre avere la cella
lente montata quasi contro la flangia telescopio. La regolazione sarà più lungo vissuto se
il divario è di piccole dimensioni. Inoltre, le cellule specchio più reali cura di collocare le
viti di regolazione fuori del modo in modo da non disturbare le linee pulite del
Telescopio. Alcuni progettisti sono così abile a nascondersi queste viti che lo strumento
non può apparire in un primo momento anche regolabile. Se riesci a fare questa
regolazione con un aiuto, si consiglia vivamente di farlo. Un paio di minuti di
allineamento con due persone si espande rapidamente a un'ora quando lo si fa da soli.
Mettere il Cheshire nel _________________________________________ focheggiatore
2 Se si utilizza un Cheshire per allineare newtoniani, assicuratevi di avere sufficiente di
messa a fuoco di viaggio per consentire all'occhio di essere posizionato vicino al piano
focale, e con specchi veloci accertarsi che il foro di avvistamento lungo non oscurare
l'esterno delle ottiche.
Pagina 141
6,5. Allineamento tre telescopi 123 fig. 6-13. A "push-pull" regolazione coppia viti.
Spettacoli Inset tre coppie facendo una cella regolabile. e risplendere la luce di lato, con
attenzione schermatura gli occhi dalla fonte di luce. Se possibile, utilizzare un basso
ingrandimento, a breve distanza di messa a fuoco del telescopio guardando direttamente
attraverso il foro posteriore. Questo stratagemma rimuove l'occhio dalla luci di taglio
brillante e amplia le riflessioni in modo da poter facilmente vedere. Fig. 6-14. La
riflessione modelli reticolo Cheshire da un 152 mm f/12 aria spaced rifrattore
apocromatico: a) prima di collimazione, b) dopo la collimazione. Nessuno dei due ha
dato l'allineamento immagini notevolmente differenti all'oculare. In un rifrattore
apocromatico, lo schema di Fig. 6-14a è visibile attraverso un primo telescopio cercatore
di messa a fuoco dietro la sighthole del Cheshire. Il grande anello era un grigio brillante
d'acciaio ed era quasi la dimensione del Cheshire. Deve essere stata riflessa da un ariasuperficie in vetro di curvatura bassa. L'anello successivo verso l'interno era azzurro
pastello e
Pagina 142
124 Capitolo 6. Disallineamento un po 'dimmer. Era più piccola, quindi deve aver avuto
origine a una superficie più curve strette. L'anello più piccolo era di un rosso molto
noiosa o magenta e non era nemmeno osservabile con la visione non ingrandita. Forse
invocata due o più delle riflessioni inefficienti alle interfacce rivestite. Questo
apocromatico aveva sei aria-vetro superfici, e solo tre riflessioni reticolo sono stati visti.
Meno riflessioni sono previsti in un doppietto. Infatti, la Cheshire strumento non può
essere molto utile con alcuni doppietti cementati o rifrattori che usano couplants ottici
(oli o gel) tra le lenti. Solo riflessione Uno potrebbe essere abbastanza luminoso da
vedere, e non sarebbe in grado di confrontarlo con gli altri. Regolando i push-pull
coppie, si può rapidamente rendere il look di riflessione come fig. 6-14b. Ruotare il
cannocchiale sopra e verificare il modello nuovo. Potrai probabilmente scoprirete che il
sonaglio all'obiettivo realizzato nella cellula compromette la centratura. Questa
condizione è nulla di cui preoccuparsi, semplicemente regolare fino a circa altrettanto
allineato ad ogni orientamento. Anche con la situazione in Fig. 6 - 14 bis, il
disallineamento non è stato notato nell'immagine. Dopo a raggiungere questo grado di
allineamento, si sono di solito fatto. E possibile controllare l'out-of-focus immagine, ma
probabilmente non sarà in grado di rilevare qualsiasi astigmatismo causato dal
disallineamento (anche se altre cause sono ancora possibilita). Il ben corretta campo
tipico di un rifrattore è enorme. Se si nota un po 'di astigmatismo, si può certamente
provare a regolarla utilizzando il test di stella. La direzione di regolazione è meno chiaro
che era presente con coma più, poiché la direzione dell'asse ottico può essere sia lungo la
dimensione corto del fuori fuoco disco stellare o lungo la dimensione lunga. Per
esempio, l'asse ottico si trova a ore 4, ore 10, 1:00, o 7:00, a seconda se si è dentro o
fuori fuoco. Con la presente coma, l'angolo è stato unico. Se l'oculare è impostato
all'interno fuoco, l'asse ottico può essere trovato su entrambi i lati dell'asse corto del
astigmatica ovale. Se l'oculare è fuori fuoco, l'asse ottico si trova lungo l'asse maggiore.
Per ovvie ragioni, si dovrebbe decidere su un certo lato della messa a fuoco e bastone
con esso. Quando la cella è regolata a 90 ° rispetto alla direzione corretta, la direzione di
stiro di astigmatismo ruota rapidamente. Inoltre, ad annullare la regolazione e andando
ad uguale distanza dall'altra parte non migliora nulla, inverte solo la rotazione. A startest di allineamento, solo un tweak di push-pull viti sarà sufficiente. Dopo tutto, il
telescopio dovrebbe essere quasi collimato. Piccole modifiche alle viti significa enormi
cambiamenti al piano focale. Se non si riesce a rimuovere l'astigmatismo da fuori
collimazione, il telescopio può essere affetti da ottiche pizzicato o un luogo di vera
deformazione cilindrica nel bicchiere. Rivediamo i passaggi generali coinvolti in
allineamento e vedere come si
Pagina 143
6,5. Allineamento tre telescopi rifrattori 125 applicati a: 1. Stabilire la linea dell'asse. È
stato definito come il centro del tubo. 2. Centro i componenti ottici su questa linea
dell'asse. Dal momento che la maggior parte dei rifrattori hanno un solo gruppo di una
breve distanza di lenti detenuti in una cella accuratamente lavorata, questo passaggio era
automatico. Il focheggiatore è assunto per trasportare l'oculare lungo l'asse. (Nelle
piccole, rifrattori economici, questa condizione non è sempre soddisfatta.) 3. Stabilire le
inclinazioni degli elementi. Questo passo è stato compiuto centrando la riflessione del
reticolo anulare del oculare Cheshire. 4. Ripetere i passaggi 1, 2, e 3, una procedura
iterativa. Controllare l'allineamento intesa con il rifrattore capovolta, e regolare fino a
quando la riflessione Cheshire appare quasi equamente allineati al tutti gli orientamenti.
5. Regolare solo un elemento in allineamento di precisione. Questo passo è stato
probabilmente non necessario, ma se lo fosse, avrebbe avuto luogo l'obiettivo
6.5.3 Gli Schmidt-Cassegrain
Schmidt-Cassegrain di efficace rapporto focale f/10 ha uno specchio primario di circa f /
2, moltiplicato per cinque potenza specchio convesso secondario. Il centro di curvatura
dello specchio primario deve essere dietro il centro del secondario. Poiché lo specchio
principale non è regolabile dall'utente su più Schmidt-Cassegrain, che la regolazione
deve essere impostato correttamente in fabbrica, oppure il telescopio non può essere
collimato. Un adeguamento inaccettabile specchio principale è difficile da diagnosticare,
ma esistono alcuni indizi. In primo luogo, passare per il resto di questa procedura
collimazione al meglio delle vostre capacità. Quindi, usando un foro avvistamento (sopra
descritto mediante allineamento newtoniano), guardare indietro attraverso il sistema
ottico. Se non si vede assolutamente cerchi concentrici, anelli all'interno di anelli, il tuo
migliore allineamento potrebbe essere una sorta di compromesso. Sarete compensare il
secondario a compensare parzialmente le aberrazioni indotte da un primario allineato.
Eppure, il disallineamento specchio principale deve essere abbastanza grave prima di
essere davvero in grado di rilevare non circolarità in queste riflessioni piccoli. Il lato
anteriore dello strumento è una posizione facile da rilevare disallineamento dello
specchio primario. Per 200 mm Schmidt-Cassegrain, inserire il vostro occhio un paio di
metri dalla parte anteriore (circa ½ metro) e il più grande centro di riflessione del
secondario di fuori della parte posteriore del secondario. Adeguando la posizione
dell'occhio, si è in grado di vedere il riflesso del secondario come un sottile anello
esterno secondario vero. A questo punto è più vicino all'asse di allineamento dello
specchio principale. Se lo specchio è gravemente disallineati,
Pagina 144
126 Capitolo 6. Disallineamento dovrebbe essere ovvio che questo asse non coincidente
con l'asse del tubo poiché l'interno del telescopio sarà inclinato. Un altro indizio deriva
dal modo in cui vengono montati queste primarie. Azione Il fuoco trasporta in realtà lo
specchio in avanti. Centro dello specchio è incollato ad una piastra sul fronte di questo
focheggiatore assiale. Spesso, questi specchi uscire dalla regolazione a causa di un
qualche tipo di guasto meccanico nel focalizzatore. (Forse ha preso una scossa enorme
durante la spedizione.) Come ti concentri lo strumento, l'immagine non si vede defocus
in una posizione fissa, ma bobine o loop in tutto il campo. In ogni caso, tale
comportamento anomalo di messa a fuoco, se sufficientemente grave, richiede servizio
in fabbrica. Per ora, supponiamo di avere uno specchio ben allineato primario. L'unica
regolazione libera è l'inclinazione dello specchio secondario. Se si dispone di una grave
allineato Schmidt-Cassegrain, potrebbe essere necessario allineare grossolanamente,
cercando attraverso di essa con un buco avvistamento. Centro della riflessione dello
specchio primario al secondario. Di solito, questa fase sarà necessario. Il passo finale è
l'allineamento bene con la star test. È possibile allineare il telescopio di giorno su una
stella artificiale o di notte su una vera e propria star. Il Schmidt-Cassegrain è il più
conveniente dei telescopi esempio per allineare la sua compattezza. Se le braccia sono
lunghe, si può effettivamente raggiungere le viti di regolazione, mentre la testa è dietro
l'oculare. Ovviamente, collimazione è ancora più facile con due persone, uno chiamando
le istruzioni e l'altro cercando di rispettarle. La cella secondaria di un SchmidtCassegrain di montaggio è una variazione del monte diagonale del newtoniano. In
entrambi i casi, allentando una vite è controbilanciato serrando le altre due. Nel cambiare
l'inclinazione dello specchio secondario, è necessario ottenere l'allineamento,
mantenendo la cella dello specchio avvitato. Può sembrare opportuno stringere
eccessivamente una vite di collimazione come si avvicina. Evitare di tale collegamento.
Lo specchio secondario è montato in vetro, e si potrebbe rompere il correttore. Inoltre, lo
specchio secondario si svolge su una piastra rigida, ma questa piastra può essere piegato
e lo specchio tesa. Infine, si potrebbe strattonare la chiave dalla presa quando forzare e
finiscono per graffiare il correttore. Tenderla comodamente, ma non forzarlo. Se si deve
spostare un po 'più, svitare le altre due viti, invece. Un allineato Schmidt-Cassegrain
genererà lo stesso tipo di comportamento stelle prova, come indicato in precedenza per
un newtoniano. Eseguire il test di stelle, senza un gomito a 45 °. Avrete una fonte minore
potenziale di aberrazione. e sarà in grado di osservare l'angolo dell'asse ottico. La vite
giusta per accendere è semplicemente determinata. Presto, è possibile centrare l'ombra
del secondario nell'immagine. (Utilizzare lo stesso metodo è stato utilizzato nella
newtoniana.) Ottimizza l'allineamento girando ad una stella dimmer e sfocatura meno o,
se vedere è eccellente, lasciate il telescopio a fuoco e
Page 145
6,5. Allineamento tre telescopi 127 regolare l'immagine per la simmetria. Per rivedere, i
passaggi necessari per allineare uno Schmidt-Cassegrain sono i Segue: 1. Stabilire la
linea dell'asse. Tale linea, per definizione, è coassiale con il provetta. 2. Centro i
componenti ottici sulla linea dell'asse. Centraggi sono impostati in fabbrica e quindi non
sono regolabili. 3. Stabilire le inclinazioni degli elementi. L'inclinazione del correttore è,
al primo ordine, trascurabile. L'inclinazione del primario è una fabbrica e dipende
fortemente dalla condizione del meccanismo di messa a fuoco. Solo l'inclinazione del
secondario può essere regolata. 4. Ripetere i passaggi 1, 2, e 3, una procedura iterativa.
Perché così molte delle rettifiche di allineamento grossolani sono fuori delle mani del
proprietario, iterazione è impossibile. 5. Regolare solo un elemento in allineamento di
precisione. Questo passaggio è combinato con il passaggio 3. E 'fatto su una stella o
fonte pinhole artificiale posto a circa 50 metri o più lontano, solo il secondario viene
regolata. Se il telescopio mostra le immagini fisse asimmetriche alla fine di queste
operazioni, allora dovrà essere restituito al produttore. Il minore primario è
probabilmente inclinato. La mancanza di regolazioni sul specchio principale è forse la
caratteristica più debole commerciali Schmidt-Cassegrain disegni
Capitolo 7
Air Turbulence e Tube Correnti
Alcune fonti di aberrazione non hanno nulla a che fare con il telescopio stesso.
Vengono dal immersione necessaria dello strumento in un cambiamento
mezzo ottico. La luce degli oggetti astronomici deve attraversare un turbolento
colonna d'aria che si estende per molti chilometri dalla sommità dell'atmosfera di
il piano focale dello strumento.
Poco può essere fatto da un osservatore dilettante circa alta turbolenza nel
atmosfera, ma è facile riconoscere nel test stella. Molti dei problemi
descritto in questo capitolo curarsi dopo un certo tempo, in particolare quelli che hanno
a che fare con il raffreddamento del telescopio o del suo ambiente immediato. Il
obiettivo è quello di insegnarvi a rivelare aberrazioni che hanno origine nel moto
dell'aria, impedisce loro quanto più possibile, e riconoscere quando queste diminuiscono.
Imparare la stella-test comportamento dell'atmosfera nella posizione anche
consentono di identificare quei periodi rari insolitamente stabile vedendo favorevoli
alti ingrandimenti.
7,1 aria come mezzo di rifrazione
L'indice di rifrazione dell'aria è molto vicino a quello di un vuoto, ma è
notevolmente differente. A 0 ° C, aria secca a livello del mare la pressione ha un indice
di
rifrazione di 1,00029, mentre il vuoto ha un indice definito esattamente come l'unità
(CRC 1973). Una piccola differenza non sembra vale la pena preoccuparsi, ma
l'onda passa attraverso l'aria all'interno di un telescopio di 1,5 metri lunghezza focale è
rallentato, rispetto al passaggio di vuoto, di circa 791 lunghezze d'onda.
Supponendo che l'aria è circa un gas id eal e che la parte frazionaria
l'indice di rifrazione cambia linearmente con la temperatura, si può facilmente
capire il ritardo per una piccola differenza di temperatura. Ricordiamo che a 0 ° C è
273 ° Kelvin in unità di temperatura assoluta. Pertanto, un 1 ° Κ differenza
temperatura su una distanza di 1,5 metri risultati in un ritardo
129
130
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
di
791
/ 273 lunghezze d'onda per grado Kelvin, o lunghezze d'onda di circa 2,9 /
0
Κ (1,6
lunghezze d'onda /
0
F). Ora allungare e tubo th di aria attraverso l'atmosfera, molti
km overhead, con ciascuno strato ad una temperatura differente. Propagazione
ritardi possono essere profondo.
Tuttavia, non importa se la matita di luce uniforme viene ritardata. DOPO
tutto, la luce è stato un lungo viaggio. Chi se ne frega se arriva un po 'tardi? Noi
sono interessati solo alle variazioni di direzione o l'ora di arrivo come la luce
entra porzioni diverse del lungo cilindro magro di aria davanti al nostro
STRUMENTI. Abbiamo rilevare queste differenze quando vediamo l'immagine
degradata
cattivo seeing. Quando guardiamo attraverso l'atmosfera terrestre, speriamo per una
pressione
e uniformità di temperatura che spesso non esiste. Alcune parti del
wavefront sono una piccola distanza dietro altre porzioni del fronte d'onda. Racconto
aberrazioni possono formare differenze di intensità e posizione apparente (cioè,
"Scintillanti"), ma il loro effetto più comune di aperture di grandi dimensioni è quello di
confondere la
immagine.
In difesa del cielo, forse ci aspettavamo troppo quando sbirciare
verso l'alto attraverso tutto questo materiale e la domanda di immagini perfette. Dopo
tutto, il
pressione totale dell'atmosfera è uguale alla pressione di oltre 30 piedi
acqua. Sub-arcsecond risoluzione non ci si aspetterebbe dal fondo di un
piscina per i tuffi. Tuttavia, tali risoluzioni in realtà sono testimoniati per le immagini
viste attraverso
l'atmosfera. Nelle notti eccezionali, le sorprese atmosfera ci diventando
bello tranquillo.
Ancora, un meccanismo di produzione di piccola scala differenze nell'indice di
rifrazione
deve esistere prima che gli effetti atmosferici diventa fastidioso. Aria, dal suo gassoso
natura, non tende a mantenere differenze di pressione o temperatura eccezione
per stratificazione ampia causata dalla forza di gravità. Air mescola insieme, con una
media
differenze fino uniformità strati prevale. Disomogeneità statistica non sarà
persistono senza miscelazione. I due meccanismi di maggior interesse per telescopio
tester
sono turbolenza atmosferica e le correnti del tubo.
7,2 Turbulence
Se l'atmosfera modificata lentamente, la turbolenza non partiva. Tuttavia,
l'atmosfera spesso è costretto a muoversi rapidamente. Come depositi luce solare energia
il suolo, l'aria si riscalda immediatamente superiore. Che aria si espande, diventando
leggero rispetto alla massa di aria immediatamente superiore. La situazione diventa
instabile o "attivo", e l'aria più densa cade a sostituire l'aria calda sotto di essa. ESSA
muove abbastanza rapidamente per generare turbolenza.
Questo tipo di movimento fluido è chiamato instabilità "Rayleigh-Taylor". Comcompletamente riempire una bottiglia vuota di soda con acqua e invertire con una carta
da gioco su
l'apertura. Estrarre con cautela la mano. L'acqua non si
7,2. Turbolenza
131
fuoriuscire dal contenitore (Walker 1977). Se si dovesse togliere improvvisamente il
scheda, si dovrebbe avere una bottiglia piena d'acqua in bilico su uno spazio d'aria.
Tutta l'acqua non può cadere immediatamente. Pressione aria contiene l'acqua fino al
stesso modo che una colonna di mercurio si svolge in un barometro. Tutta l'acqua
molecole sono stretti gli uni agli altri in modo che non cadrà individualmente.
Più veloce di esseri umani in grado di percepire, le jiggles casuali della superficie si
causare una porzione a deformare una parte leggermente verso l'alto e l'altra leggermente
verso il basso. Questo è tutto quello che serve. Una volta che questo processo si avvia,
si guida da sola. Una bolla
alza e si rompe finalmente fuori. La bottiglia si svuota, ma non lo fa in modo uniforme.
L'instabilità deve formare ancora e ancora. La bottiglia scarichi rumorosamente, con
delicatezza
calci in mano.
Incidentalmente, l'instabilità non avviene se una forza sufficiente esterna
mantiene il livello di superficie. Con la carta, la superficie è stata limitata dalla
resistenza strutturale della carta. Con il tempo l'apertura è ridotto alla dimensione
di una tensione soda paglia, superficie da sola fornisce abbastanza forza per superare la
Instabilità. È possibile sollevare colonne strette di acqua semplicemente collegando la
parte superiore
una cannuccia.
Per l'atmosfera, nessuna bottiglia circoscrive la regione instabile, ma
essenzialmente lo stesso processo si verifica. Come l'aria fredda scende, inefficienze
garantire
che i bordi della regione che rientra non sono uniformi. La caduta è abbastanza veloce
che
minuscoli vortici forma vortici, ma più piccolo non si muovono con la velocità del
principale
convettivo cella. Anche vortici tinier formare i bordi di questi vortici. Infine
i vortici si perdono nella complessità. In qualche piccola scala, il modello di
moto collettivo rompe e l'energia viene espressa in calore. Tutti realistico
casi di flusso di fluido, come ruscelli e grandi celle convettive, spostare
macroscopicamente solo nella media. Se considerati microscopicamente, si
sono turbolenti.
7.2.1 L'aberrazione funzione
Variazioni statistiche del fronte d'onda sono di solito trattati con semiprocedure analitiche. Queste procedure, che spesso assumono una gaussiana
modulo per le variazioni casuali, sono molto utili per il calcolo del temposistemi multilaterali di negoziazione di esposizione e altre caratteristiche associate a
superfici ruvide (Schroeder
1987, p. 315). Tuttavia, essi non permettono di calcolare l'aspetto di un
esempio singola immagine. Sono il comportamento media su quali molti
aperture irruvidita.
Il metodo qui utilizzato per simulare il fronte d'onda del punto medio viene chiamato
spostamento algoritmo frattale. Esso viene usato per generare meravigliosamente
realistica
paesaggi frattali (Peitgen e Saupe 1988, p 96;. Mandelbrot 1983; Harrington 1987). Si può anche rendere un artificiale, pseudo-casuale fronte d'onda
132
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
solo dopo che è passato attraverso l'apertura. I frattali sono stati applicati a
problemi di diffrazione di MV Berry nei seminali articolo "Diffractals", in cui
un frattale derivato fase di schermo prima volta (Berry 1979, 1981). Il Metodo
qui utilizzato è un adattamento di un articolo precedente, dove una unidimensionale
variazione dell'algoritmo deviazione punto medio è stato utilizzato per calcolare fessura
tipo
pattern di diffrazione (Suiter 1986a).
A causa del modo del frattale deve riempire l'area di un bidimensionale
griglia, si può convenientemente procedere in due fasi procedura iterativa. Il
algoritmo inizia con quattro angoli di 129 × 129 griglia di punti assegnati arbitrariamente
essere di altezza zero (Fig. 7-la). Solo la posizione dei punti sono mostrati in fig.
7-1, la deviazione è perpendicolare alla carta.
Per la prima metà della prima iterazione (Fig. 7-1b), l'offset del più fine successivo
divisione viene calcolato come media delle precedenti quattro punti posti alle estremità
dei
le curve tratteggiate (per la prima iterazione, questa media è zero) più o meno qualche
deviazione casuale (± Az). Il punto centrale è assegnato questo valore. I punti di cui
solo durante ogni metà-iterazione sono neri, tutti i punti precedentemente assegnati sono
bianco. Punti del × 129 129 griglia che devono ancora essere assegnati i valori non
sono
shown.
Durante la seconda metà della prima iterazione, i bordi vengono compilati I quattro
punti più vicini sono mediati nuovamente, assumendo che i punti dal bordo del
zona sono pari a zero, e questo numero si aggiunge un'altra deviazione più o
meno. This
tempo la deviazione massima ammissibile è divisa per
2
prima che venga assegnato.
Si noti che ogni iterazione del ciclo completo medie le posizioni dei punti
prima orientata a le diagonali al punto da impostare, e quindi nel secondo semestre,
medie ad angoli rettilinei. Per ovvie ragioni, questo algoritmo può anche essere
chiamato "× +" metodo.
All'inizio della seconda iterazione, l'offset massimo ammissibile è diviso
ancora una volta da
2
per renderlo ± Δ z / 2. All'inizio della terza iterazione, è
± Δ z / 4, e così via. Pertanto, le dimensioni delle celle sono decrescenti esattamente
alla stessa velocità
come la deviazione massima, la creazione di condizioni in modo che l'apparente casuale
Piste di mediare per essere la stessa a tutte le scale. Questo è chiamato auto-statistico
somiglianza, o una indipendenza di scala per il comportamento medio.
Infine, quando la settima iterazione viene completata (sarebbe la cornice 15a
di fig. 7-1, se la cifra era permesso di arrivare a tanto), l'intero 129 × 129 griglia è
assegnato. A questo punto, con l'algoritmo frattale finito, l'area è
condizionato per assomigliare ad una apertura circolare. Le aberrazioni e le trasmissioni
di
punti più di 64 punti di distanza dal punto centrale sono impostati a zero, e se
un secondario è simulata, lo stesso viene fatto per tutti i punti entro un determinato
raggio.
Le parti esterne della griglia × 129 129 è tagliata come la pasta in più di una torta
crosta. Le statistiche di apertura libera vengono quindi calcolati e RMS
deviazione è scalato al valore
7,2. Turbolenza
133
Fig. 7-1. Il ordine delle assegnazioni punto dell'algoritmo di deviazione punto
medio. Qui la rugosità
è fuori dalla carta.
richiesto dal calcolo individuale.
Un equivoco facile di fig. 7-1 potrebbe verificarsi qui. A causa della sua
somiglianza superficiale con le cornici delle immagini successive, i lettori potrebbero
non corretto
supporre che questo non fisico procedura matematica utilizzata per calcolare un
immagine. Questo metodo simula semplicemente la funzione casuale aberrazione sulla
pupilla, Non un'immagine. L'immagine viene calcolata con lo stesso Huygens-Fresnel
teoria usata in altri capitoli (vedi Appendice B).
Ragioni fisiche possono stabilire che le variazioni casuali non persistono
equamente su tutte le scale. In realtà, tale è il caso per turbolenza. Il
larghezza scala caratteristica di turbolenza, o sulla distanza tra l'
"Urti", è dell'ordine di 2-20 cm, con un buon numero stima di 10 cm
(Roddier 1981, p 302;.. Schroeder 1987, p 314). Deformazioni improvviso della
fronte d'onda per i lievi movimenti laterali non sono previsti. L'irruvidimento della
fronte d'onda è leggermente arrotondata. Questa caratteristica del noto "piccolo
telescopio "effetto, in cui gli strumenti piccoli sembrano dare migliori immagini di
grandi dimensioni
Quelli. Le aperture più piccole che 100 mm sono guardando attraverso porzioni di
fronte d'onda che sono più vicini ad un piano. Turbolenza
134
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
fa sì che l'immagine a saltare in giro, ma sembra essere ben delineate da
momento per momento.
Per questo motivo, l'algoritmo è leggermente modificata. La tempra fattore è
applicato
2
diminuendo di ogni iterazione mezzo. Il divisore in questo caso
diventa
2
q, dove q è il fattore di tempra. Per q maggiore di 1, la superficie
ammorbidisce per rendere le variazioni lorde più evidenti, con scala fine rugosità
relativamente soppressa. La superficie assomiglia spiegazzato carta liscia, invece di
carta vetrata. Il fattore di quenching usato qui era tra 1,1 e 1,6. Nessun Tentativo
è stato fatto per giustificare fisicamente questo modello, ma la diminuzione di vortici di
scala più fini
richiede una sorta di smoothing. Le immagini generate con raffreddamento ad
fattori di guardare il più autentica, e che il realismo giustificato il loro uso nelle
immagini
che appaiono qui.
1
Per fattori tempra diversi da 1, la superficie non è
più auto-similare.
L'altra modifica è un modo di controllare la più grande scala della
rugosità. Ci si aspetterebbe turbolenza a manifestarsi in modo diverso in un 24 pollici
Behemoth che in un piccolo rifrattore. In grandi telescopi, l'immagine fa meno
saltare e di compensazione momentanea della sfocatura accade meno spesso. Per l '
Ai fini del presente capitolo, il più grande scala della rugosità è stato fissato ad un
frazione significativa del diaframma. Pertanto, i calcoli indicati sono buone per
piccoli telescopi con un'apertura di circa 200 mm per la maggior parte dei casi di aria
turbolenta.
Alcune caratteristiche importanti di questa aberrazione frattale influenzerà la
qualità della nostra simulazione. Primo, la distribuzione superficiale non è gaussiana
(campana
curva a). La distribuzione superficiale (fig. 7-2) è approssimativamente gaussiana
nel senso che è più o meno a punta, ma in nessun caso è gaussiana né
sarebbe mai essere Gaussiana, anche se l'iterazione è stato permesso di continuare
per sempre. Più comunemente, i picchi si trovano nella distribuzione superficiale.
Tale azione insolita, ci permette di simulare dettaglio che sarebbe stato lavato fuori
Modelli gaussiani.
In secondo luogo, la superficie è localmente correlato. Una superficie con memoria
consentirà
le nostre immagini per contenere striature realistici e urti. I sistemi multilaterali di
negoziazione riportati in calce
sono calcolati con i modellati "istantanee" superfici e mostrerà statistiche
variazioni. Questa procedura ci dà una visione importante che non può essere raggiunto
se abbiamo capito i sistemi multilaterali di negoziazione da lunga esposizione media.
Una caratteristica compromette l'algoritmo sopra descritto. L'immaginario
punti esterni sono considerati pari a zero, per cui ci si potrebbe aspettare un po 'di
insolito
distorsioni si verificano in prossimità dei bordi. Poiché la superficie è stata torta tagliata,
la
effetti peggiori sono verso i quattro punti cardinali del modello quelli più vicini
Bordi. Distorsioni erano effettivamente visto, ma le aree problematiche erano piccole e
la
effetti non facilmente appaiono in modelli di diffrazione.
________________________________
1
I lettori interessati alle più fisiche medie nel tempo i modelli possono trovare una
rassegna e una buona
bibliografia nell'articolo recensione di Hufnagel (1993).
7,2. Turbolenza
135
Altezza piano distribuzioni
utilizzate nei calcoli turbolenza
1 RMS altezza
Fig. 7-2 . Esempio di fronte d'onda altezza distribuzioni dei fronti d'onda turbolenti,
con l'asse x
misurato in unità del valore di rugosità RMS.
Fig. 7-3 . Un esempio modellato funzione aberrazione di turbolenza dell'aria.
Un fronte d'onda turbolenta esempio è mostrato in fig. 7-3, con il fronte d'onda
convenientemente elevato una piccola distanza attraverso l'apertura. Gli aspetti più
gradevoli di
questo modello sono le pseudo-casuali pieghe che l'attraversa. Pieghe dovrebbe
modellare la
shadow-band comportamento di reali correnti d'aria turbolente che causano macchie e
temporanei
picchi nell'immagine. Il fattore di tempra ha agito per lisciare la scala fine relativi alle
variazioni,
che diverrà più evidente rispetto alla funzione primaria di aberrazione
ondulazione nel capitolo rugosità. Perché iterazioni precedenti erano capace di molto di
più
movimento, fossette occasionali appaiono nella funzione di aberrazione.
136
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
Filtrazione causato dalla turbolenza
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 7-4. Dodici curve MTF associato con 0,15 lunghezza d'onda RMS turbolenza
dell'aria. Aberrazione
funzioni vengono calcolate con il modello frattale descritto nel testo.
7.2.2 Filtraggio causato dalla turbolenza
Queste aperture non sono circolarmente simmetrico. La loro capacità di conservare
contrasto dipende dall'orientamento del pattern bar di un obiettivo MTF.
Pertanto, la MTF per ciascuna delle quattro superfici generate stata calcolata lungo
3 assi. Tutti tali curve MTF 12 sono mostrati in figura. 7-4. La quantità di RMS
aberrazione usato era circa il doppio
1
/ 14-lunghezza d'onda di tolleranza Maréchal. Se Uno
guarda Fig. 7-2 e sostituisce l'altezza RMS con lunghezza d'onda di 0,15, è
evidente che l'aberrazione del fronte d'onda totale è di circa 4 volte superiore a quello di
valore, o 0,6
Lunghezza d'onda. Questa aberrazione è circa due volte più grave come può essere
tollerata per alta
risoluzione di osservazione, ma tale aberrazione non è affatto raro che l'aria
turbolenze. Spesso, vedendo è molto peggio.
Si noti inoltre la fluttuazione estremo ad alta frequenza finale del grafico.
Poiché le svolazza intorno curva rapidamente lì, la risoluzione è limitata a circa 1/2
a 2/3 del massimo teorico per l'apertura. Con 200 mm di apertura, la
centrale sfocatura cerchio ha un raggio di circa 1-1,5 secondi d'arco.
7.2.3 Osservare Turbulence
Nelle trame immagine focalizzata di fig. 7-5, la turbolenza modellato corrisponde
a 5 su scala 1-10 vedere Pickering, dal momento che il disco focalizzato è sempre
visibile, ma
archi non si vedono spesso. Tale numero corrisponde ad una
7,2. Turbolenza
137
TURB = 0,15 onde RMS
LATER
normale OB = 20%
10
Fig. 7-5 . Immagine modelli calcolati per 0,15 turbolenza lunghezza d'onda. Modelli
perfetti sono a destra.
Ostruzione centrale è arbitrariamente fissato al 20% dell'apertura. (Per una descrizione
della etichettatura dei
dati di immagine, vedi App.. D.)
"Poveri" vedere Valutazione (Muirden 1974). Talvolta turbolenza è molto più
grave. Buono
lunar-planetaria richiede una migliore visualizzazione.
Fig. 7-6 traccia l'immagine focalizzata come aberrazione turbolenza diventa meno
discutibile.
Fig. 7-6a mostra archi lunghi e oscilla probabilmente tra giudizi Pickering 6 ai bassi
7. Fig. 7-6b ha un rating di alta 8, dato che gli anelli sono completi, ma sono sempre
in movimento.
Fig. 7-6c è circa un alto o basso 9 10, in quanto gli anelli sono fermi ed il disco è
crisply
definito, ma l'anello debole si rompe ancora in piedi. Con quanto
1
/ 20 lunghezza d'onda di turbolenza
deformazione del fronte d'onda, visto ha ancora un 10 su 10 voto.
138
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
0
0
0
Fig. 7-6. Immagini messe a fuoco come la turbolenza è diminuita. La struttura ad
anello riappare
.
L'aberrazione turbolenza è facilmente distinguibile da altre aberrazioni:
1. Si muove velocemente. In meno di un secondo si vede un completamente diverso
pattern.
2. È bilanciata su entrambi i lati del fuoco (aberrazioni sbilanciati possono
modificare i modelli, ma il comportamento non è causato dalla turbolenza dell'aria).
3. Se si tira l'oculare al di fuori della messa a fuoco all'infinito, spesso è possibile
mettere a fuoco
le perturbazioni stesse alte nell'atmosfera. Appaiono
come bande o le cellule che si muovono attraverso l'out-of-messa a fuoco dell'immagine.
7.2.4 Azione correttiva
Si può fare poco di turbolenza ad alta quota, dal momento che è
irraggiungibile. Contralto
turbolenza è più una funzione del clima piuttosto che un fenomeno locale.
Tuttavia, è possibile avviare una registrazione del tempo e le condizioni di visibilità e
vedere se è possibile
venire con correlazioni. In generale, la presenza di nuvole e vento alta
indica che l'energia in eccesso viene trasportato attorno nell'atmosfera e
vedendo che è male. Seeing buono non è sempre associata con notti trasparenti
e può in effetti essere negativamente correlati. Tranquil notti tendono ad essere un po
'confuso.
Locale vedere, o turbolenza che si verifica all'interno di un paio di centinaia di metri di
terra, è un'altra questione. Turbolenza dell'aria a livello locale possono essere causati da
correnti termiche
da edifici o strutture che devono ancora raffreddarsi dal riscaldamento diurno. Casa
scandole sono noti per i loro lunghi tempi di defaticamento. Pavimentazione in asfalto
conserva anche
riscaldare e dà lentamente. Per questo motivo, osservando su erba o alberi è molto
preferibile all'osservazione di più di case o strade.
Alcuni autori hanno sottolineato l'interferenza causata dal terreno vedere
(Muirden 1974), che è un effetto situato molto vicino al telescopio.
7,3. Tubo Correnti
139
Personalmente, non ho mai avuto problemi con turbolenza molto vicino al telescopio
che non è stato causato da impostando il telescopio direttamente su asfalto o
cemento. Uno
eccezione a questa situazione generale, tuttavia, è che l'osservatore è vicina
forno molto buona. Il calore del corpo può aleggiare in un tubo aperto abbastanza
facilmente. This
problema non è troppo grande in estate, quando le differenze di temperatura sono
inferiore, ma in inverno si può fare gravi danni a un'immagine. Un panno per tendaggi
un quadro di tubo aperto aiuta spesso qui.
Una cosa da guardare quando più persone stanno osservando insieme è che coloro che
che sono in attesa di guardare non raggrupparsi vicino al percorso ottico di un telescopio,
o
sopravento di esso. L'aria riscaldata dal corpo o alito può intercettare in entrata
fascio luminoso. Se possibile, quando si ospita una sessione pubblica osservare,
organizzare il
linea sul down-brezza lato del percorso ottico. Infine, se si deve
trasportare il telescopio al sito, assicurarsi di parcheggiare l'automobile o un camion in
modo
che l'aria che sale dal motore caldo non può interferire con la prevista alta
risoluzione osservazione.
7,3 Tubo Correnti
Aria a temperature diverse è influenzato dalla gravità, perché aria più fredda pesa
Più. Quando non vincolato da strutture esterne, forma le cellule di convezione
discusso sopra. Aria all'interno di un tubo inclinato tende a seguire il muro-aria calda
sulla
la parte alta, l'aria fredda sul lato basso. Il tubo assomiglia a un tubo da stufa inclinato.
Quando l'aria viene riscaldata dal basso e diventa meno densa, aria fredda cade l'
tubo e le forze l'aria calda verso l'alto. Sorge ad abbracciare il tubo sul lato superiore e
esaurisce eventualmente all'esterno.
Con un telescopio in prossimità o differenze di temperatura ambiente temperatura,
non sono male abbastanza per causare correnti tubo. Tuttavia, quando un telescopio è
prima
portati all'esterno, inerzia termica provoca problemi fino al raggiungimento dei
la temperatura dell'ambiente. Il vetro di spessore dell'obiettivo è particolarmente
inclini a lento raffreddamento.
7.3.1 L'aberrazione funzione
Chiaramente, ogni telescopio raffredda diverso. Alcuni hanno altri problemi
che possono oscurare o modificare le correnti tubo, come un montaggio a caldo o un
osservando pad che trattiene il calore dal giorno. Alcuni hanno forma peculiarmente
tubi o tubi parziali che avrebbero cambiato gli schemi modellati qui. Tutti
raffreddamento
telescopi hanno una quantità inevitabile di turbolenza indotta localmente. Un po 'di
telescopi hanno solo scatole specchio tozze e senza tubi reali, e questi generano
modelli diversi da quelli indicati di seguito.
Schmidt-Cassegrain e rifrattori devono raffreddare solo attraverso il loro posteriore
uscire da portali o direttamente attraverso il tubo di trasmissione e la conduttrice
140
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
di raffreddamento. Un Schmidt-Cassegrain ho esaminato visualizzata una proroga del
ombra secondaria su un lato del fuoco e striature parallelo al bordo del
secondaria dall'altro. In un primo momento, ho pensato che aveva una lastra correttrice
di cracking vicino
il foro di montaggio secondaria, ma quando l'orientamento del tubo cambiato, il pattern
sempre seguito una direzione alto-basso. Presumibilmente, una grande quantità di
raffreddamento
era in corso o nelle vicinanze perforazioni piastra dello specchio o correttore. Un
irregolare effetto termico del tubo deflettore Cassegrain possono aver causato la
Problema.
Anche se non è accompagnata da ogni telescopio, il comportamento modellato
è al di sotto abbastanza comune in newtoniani di piccole e medie imprese con tutto l'
tubi. Il modello assume che l'aria calda è limitata al lato superiore del
tubo e che il suo effetto è quello di anticipare il fronte d'onda solo lungo quel lato
superiore,
lasciando il resto del percorso ottico relativamente intatta. Questo comportamento è stato
descritto nel Capitolo 2 come assomiglia alla svolta di una pagina.
Il modello usato è
( x > 0.3)
(7.1)
3
3
)
(
W
( x ≤ 0,3)
)7
0,0
(
3.
0
)
(
0
)
(
=
=
x
La
x
x
tubo
tubo
tubo
W
dove x è la coordinata lineare in una direzione attraverso la superficie con l'
origine al centro dell'apertura. Il valore di x raggiunge 1 al bordo della
Apertura.
Il modello non consente variazione in una direzione diversa su-giù
coordinare. No rugosità è sovrapposto l'effetto della corrente di tubo, anche
anche se sarebbe sicuramente presente.
L'aberrazione tracciata sulla pupilla è mostrato in fig. 7-7, con l'up
direzione verso destra.
7.3.2 Filtraggio delle correnti tubo
Ancora, il valore della funzione di trasferimento di modulazione dipende ori-
sentazione del modello bar. La funzione è stata calcolata per tre punti di vista: upverso il basso, destra-sinistra, e una inclinazione di 45 °. Fig. 7-8 mostra due casi. Il
1
/ 2 lunghezza d'onda
esempio è così male come osservatore dovrebbe tollerare. La lunghezza d'onda è 1 caso
grave, ma non inusuale per telescopi che sono appena stati spostati dal caldo
dintorni.
Questa trama funzione di trasferimento possiede una serie di caratteristiche
interessanti. Il
primo è l'improvvisa riduzione sia del 45 ° e le MTF orizzontali. Il forte calo
è causato dalla natura localizzata della aberrazione. La forte pendenza del
aberrazione calci un sacco di la luce del punto di diffrazione, che colpisce spaziale
frequenze ancora
1
/ 10 della massima. For example,
7,3. Tubo Correnti
141
Fig. 7-7 . Il tubo-funzione corrente aberrazione modellata sulla pupilla apertura.
Filtrazione causato da correnti tubo
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 7-8. Il sistema multilaterale di negoziazione per l'aberrazione del tubo modellato
corrente. Due aberrazioni diverse sono mostrati.
Ogni aberrazione ha tre curve, ma i risultati up-down bar di orientamento in alcun
degrado. L'upsistemi multilaterali di negoziazione verso il basso di entrambi i valori di
aberrazione sono tracciata identicamente sopra il modello perfetto.
se si ha un 200 mm di apertura, risoluzione del 5-secondo d'arco dettagli potrebbero
essere notevolmente
degradato.
In secondo luogo, per una curva in ciascun importo aberrazione, il contrasto rimane
inalterata. Il
sbavature dell'immagine in direzione verticale non incide risoluzione di obiettivi MTF
con le barre orientato fino-down. Naturalmente, la rugosità unmodeled tenderebbe a
rompere
up questa simmetria poco.
142
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
7.3.3 Dall'osservazione dei tubi Correnti
Correnti tubo sono facili da vedere. Il problema sta nel determinare se
l'aberrazione non viene fatto causato da un tubo di corrente o è presente nel bicchiere.
Queste correnti possono essere molto stabile. Si potrebbe pensare che avrebbero
ballare e ondeggiano come ad alta quota turbolenza. I modelli cambiano, ma
farlo lentamente, come fiamme di candela. Anche se si può sapere intellettualmente che
una candela è un processo dinamico, quando si guarda il fuoco, è facile scivolare nella
il punto di vista confortevole che è immobile. Fiamma di una candela sembra arroccato
sopra lo stoppino.
Telescopi veramente caldo bollire con turbolenza, ma non mostrano questo effetto
Molto Lungo. Come il telescopio si raffredda, le piccole differenze di temperatura non
sostenere la formazione di masse d'aria in maniera massiccia turbolenti. L'aria si muove
lentamente
ed uniformemente verso l'alto. Ci entra lato a lato languidamente, ma in qualsiasi
momento è
relativamente tranquilla. Correnti tubo sono sempre influenzate dalla forza di gravità e
quindi sono
orientato in una direzione alto-basso.
Si può facilmente determinare l'orientamento di una corrente tubo sospetta
deformazione del fronte d'onda per rifrattori e Cassegrain stile strumenti giusti, non
utilizzare una curva ad angolo retto nel percorso ottico. Per un riflettore newtoniano,
tuttavia,
determinazione dell'angolo dell'immagine non è semplice. La causa è,
Naturalmente, il built-in riflessione diagonale.
Due rimedi sono suggeriti. Il primo è quello di utilizzare una stella sulla costa nord-sud
meridiano. Direzione può essere determinata dalla deriva occidentale spegnendo la
orologio disco (se si utilizza). Questo trucco non può essere utilizzato per un test
sorgente artificiale.
Per un telescopio, un semplice espediente è quello di accumulare l'oculare di gran lunga
fuori fuoco
e quindi inserire un pugno o altra ostruzione da un angolo noto di fronte
Apertura. Alto o verso il basso può essere facilmente localizzato.
Il modello di diffrazione calcolata per una aberrazione totale di 1 lunghezza d'onda
Appare in fig. 7-9. Il modello viene spremuto-in su un lato del fuoco e
allungata dall'altro.
Una volta che si vede un tubo di corrente, accertarsi che qualche altra difficoltà non è il
Problema. In primo luogo, modificare l'orientamento del tubo. Individuare una
caratteristica del tubo lungo
che l'allungamento è puntato. Se non esiste punto di riferimento del tubo, fare un segno
leggero
sul tubo o collegare un ricciolo di nastro. Quindi, ruotare il tubo da alcuni
angolo ragionevole. Purtroppo, forcella montata Schmidt-Cassegrain sono
impossibile ruotare. Utilizzare una fonte di prova in una posizione diversa.
Correnti tubo punterà ancora su e giù con il nuovo orientamento, ma
tendere verso una funzione diversa tubo. Altre difficoltà, come deformato o
ottica danneggiati, ora mostrano un non-inclinazione verticale nell'oculare.
7,3. Tubo Correnti
143
tubo di OB attuale = 30%
10
normale OB = 30%
10
Fig. 7-9 . I modelli di prova stelle di 1 lunghezza d'onda della corrente del tubo
aberrazione. L'apertura è in perfetta
la colonna a destra.)
7.3.4 Azioni correttive per le correnti del tubo
Correnti del tubo non sono poi così grave per telescopi molto piccoli. Aspettate
finché il telescopio si raffredda alla temperatura ambiente. Se ambientale
temperatura varia così tanto che non è mai il telescopio cattura davvero fino al locale
temperatura, condizioni atmosferiche sono così instabili che vedendo sarà povera
comunque.
Sigillati, in particolare telescopi rifrattori, non visualizzano il tubo stesso
effetti della corrente che sono comuni in open-tube riflettori. Rifrattori sono tipicamente
realizzato con tubi di metallo che fuoriescono facilmente il calore, in modo da
raffreddare velocemente
144
Capitolo 7. Air Turbulence e Tube Correnti
Giù. Impostazione di piccoli telescopi in tarda serata, con il tempo sufficiente per
raggiungere
la temperatura ambiente, è spesso sufficiente per eliminare questo problema ottico.
Gli osservatori unici che possono trovare correnti tubo di essere sia discutibile e
persistenti sono quelli che utilizzano obiettivi telescopio di grandi dimensioni o
particolarmente spessa. Una volta ho
lavorato su un 16 pollici specchio newtoniano di 3 pollici di spessore (rapporto
1:5). This
specchio richiesto metà della notte per raffreddare anche in relativamente benigna
condizioni. Molte notti non si raffreddava, ma quando lo ha fatto, lo specchio eseguita
magnificamente.
Tali specchi in realtà dovrebbe essere preparato prima che siano necessarie per
osservando. Trasporto in una vettura calda è una delle peggiori cose che possono essere
fatto per uno specchio di spessore. Quasi altrettanto male è lo stoccaggio in un
capannone illuminato dal sole o
Osservatorio. La procedura ottimale è quello di aprire il telescopio o un osservatorio
in prima serata, molto prima che lo strumento è necessario. Se il telescopio è
trasportati, cercate di non portarlo in zona passeggeri riscaldata di un'automobile.
Invece, tirarla un rimorchio o nella parte posteriore di un camion.
A volte, il telescopio deve essere impostato su cemento o asfalto. Anche con un
strumento correttamente stabilizzato, il tubo può prendere correnti esterne e fungere
condotto per loro. In tali situazioni, provare a chiudere l'estremità inferiore di un
newtoniano di
tubo con un sacchetto di plastica e vedere se diminuisce l'aberrazione.
Page 163
Capitolo 8
Ottica schiacciato e deformato
All'inizio di ogni sessione di osservazione, si dovrebbe verificare stella per i problemi
che
possono cambiare con il trasporto del telescopio o un rimontaggio delle ottiche dopo
Manutenzione. Questo capitolo tratterà la stella-test modello caratteristico di una
tale orditura e presenterà modi per alleviare stress insoliti sull'ottica.
Al di là dei miglioramenti di immagine derivati dando particolare attenzione alla
deformazioni, si può essere in grado di evitare danni catastrofici. Bordo fratture
sono comuni tra specchi con troppo stretti clip bordo. Ho visto uno specchio
che era così gravemente teso che si è rotto a metà.
8,1 Cause
Immaginate uno specchio o lente come un pezzo di spessore circolare di gelatina. Perché
noi
non si notano deformazioni di solito piccoli, pensiamo di alcuni materiali come rigida,
ma tutti gli oggetti deformarsi con le variazioni di pressione e temperatura. Un oggetto
che
sembra solido per la vista e il tatto non misurato diventa morbido e pieghevole, quando
guardiamo i cambiamenti piccoli come una lunghezza d'onda di luce. Ottiche sono rigidi
solo in un
senso macroscopico.
Se poniamo la gelatina su tre punti di appoggio, la forma della superficie
distorsione diventa una funzione complicata dello spessore della lastra e la
collocamento di tali supporti. Il problema è ancora più complicato se si inclina
La gelatina, diversi supporti portano porzioni ineguali del peso. Chiaramente,
l'abbassamento bordi tra i punti di supporto.
I supporti sottostanti può essere posizionato vicino ai bordi, causando il centro di
abbassamento, o vicino al centro, causando il bordo a piegarsi. Essi possono essere
messi a
70% del raggio, che provoca il minor deformazione, ma una più complessa.
Siamo in grado di dividere ogni laterale a 3 o 6, ma quello che compromessi dobbiamo
creare?
145
146
Capitolo 8. Ottica schiacciato e deformato
Che rappresenta solo per la piattaforma. E i bordi? Se avvitare
il bordo supporta troppo stretto, la superficie pizzica verso il basso attorno al supporto
tre
posizioni. Le clip possono essere regolato correttamente, ma quando i talloni telescopio
sopra, una clip può essere costretto ad applicare pressione inusuale dal peso del
Lastra. Bordo di montaggio è stato risolto un certo numero di modi, che vanno dai
semplice ed elegante pensile cinturino metodo utilizzato nel montaggio Dobson ad un
mercurio edge-bag utilizzato in alcune grandi riflettori equatoriali.
Telescope design meccanico è ben oltre lo scopo di questo lavoro, però.
Solo un esempio di deformazione superficiale sarà presentato. Superficie
deformazioni causare una varietà infinita di stelle-test pattern, nessuno simile al
ALTRI. Si può condividere alcune delle seguenti caratteristiche:
1. Essi possono essere distinti da turbolenze perché sono fissi
Modelli.
2. Spesso mostrano 2, 3, o 6 assi di simmetria.
3. Di solito sono più deboli a quote più elevate di quelle del telescopio bassi.
4. Le distorsioni modello può invertire il passaggio attraverso fuoco.
Anche se più comune nei riflettori, pizzicamento ottica non è sconosciuto in
rifrattori. Un rifrattore ho esaminato avuto un problema con un agente di accoppiamento
utilizzato tra l'elemento lenticolare. Il materiale indurito o ammassati in tre
posizioni, ottenendo una stella-test pattern simile al classico tre punti pizzicato
specchio cella. Vedi fig. 8-1.
Fig. 8-1 . Star-test pattern presa attraverso un rifrattore di grandi dimensioni. I suoi
tre lati simmetria tradisce un pizzicare
Effetto. Quando si ripara questo problema, il creatore riferito che l'agente di
accoppiamento ottico stava causando
indebite pressioni sulla lente
.
Inoltre, le cellule lenti devono essere un po 'più grande lenti a conto
la contrazione più grave di metallo con temperature più fresche. Vetro
restringe, ma non compatta quanto metallo. Se la cella è troppo piccola,
le ottiche può effettivamente essere spremuto a basse temperature, con un conseguente
immagine astigmatica o deformati. Se la temperatura si abbassa troppo. una stretta
cella può rompere la lente come un uovo.
8,2. La funzione di aberrazione
147
8.2 La funzione di aberrazione
Ci sono molte forme come di deformazione superficiale come ci sono superfici ottiche,
ma
solo uno sarà modellato qui. La scelta arbitraria sarà pizzicare clip o
forse uno specchio sottile che ha supporti inferiori troppo pochi. Quali sono le
caratteristiche
deve avere il modello per simulare gli effetti delle clip specchio stretti? Prima di Tutto,
deve essere più forte in prossimità del bordo. Se la deformazione ottica, possono farlo
più
facilmente al bordo. Secondo, la funzione di aberrazione dovrebbe avere un tripartita
simmetria. Ottiche, naturalmente, può deformarsi in modi diversi trilobata
pattern. Tuttavia, poiché le cellule di montaggio di solito hanno un aspetto a tre lati, ad
esempio
deformazione è comune.
Senza giustificazione fisica, si può scegliere un addolcita
1
cicloidale dedenza in angolo e un terzo ordine dipendenza radiale cedere l'aberrazione
funzione di fig. 8-2. La caratteristica interessante di questa funzione è la pupilla
asimmetria della deformazione: si va da pieghe della valle a TV a
gobbe superato. La funzione di aberrazione avrebbe potuto essere fatta simmetrici
le valli e le vette, un po 'come astigmatismo "trilobata", ma vedremo
comportamento astigmatico più tardi, quindi sarebbe superfluo soffermarsi su di esso
qui.
Fig. 8-2 . Una funzione di aberrazione ottica schiacciati o deformati.
8,3 Filtraggio di Ottica pizzicata
Figura 8-3 illustra le funzioni di trasferimento di modulazione di due ostacoli
sistemi pizzicato. Poiché la funzione pupilla non è perfettamente simmetrico, il
trasferimento varia con l'angolo al quale abbiamo posto le linee del bersaglio MTF.
La figura mostra tre funzioni di trasferimento, corrispondente alla battuta modelli al
verticale, orizzontale, e angoli di 45 °. Il sistema multilaterale di negoziazione per questa
particolare superficie
deformazione è molto simile a quella per la defocalizzazione.
__________________________________
1
Il modulo utilizzato era una cicloide "curtata". Vedere il Glossario.
148
Capitolo 8. Ottica schiacciato e deformato
Filtrazione dall'ottica pizzicato
0,0
0,2
0,4
0,6
0,8
1,0
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 8-3. Degrado del sistema multilaterale di negoziazione per l'ottica deformi
trilobate.
I meno curve pizzicato di fig. 8-3 produrre un rapporto di Strehl di 0,8 (la stessa
1
/ 4-lunghezza d'onda di errore aberrazione sferica). A causa dei dettagli di questo
funzione di aberrazione, tuttavia, l'aberrazione pizzicamento totale è 0,4 lunghezze
d'onda.
Raddoppiando il totale delle aberrazioni alle lunghezze d'onda di 0,8, la curva è
allungata anche
ulteriormente verso il basso. A basse frequenze spaziali, ad un telescopio conserva
contrasto circa così come un'apertura perfetta del 60% del diametro.
8,4 Motivi di diffrazione di Ottica pizzicata
In Fig. 8-4, vediamo le stelle-test pattern attesi da una distorta che riflette
telescopio che ha una ostruzione centrale 25%. A fuoco, gli anelli di diffrazione sono
spremuto insieme in nodose picchi radiali.
Tali modelli perfettamente equilibrati non sarà probabilmente visibile in tempo reale
telescopi. Un punto di pressione induce raramente esattamente la stessa aberrazione
qualsiasi Altro. Inoltre, ogni superficie deformata mostrerà le sue proprietà uniche.
Uno schema difficile non trattati da questo modello è un 6-lati spiking su un lato
fuoco e una forma poligonale sordina dall'altro. Ho assistito quest'anno problema
fa, quando lo specchio è stato avvitato troppo stretto in una cella di 9 punti.
Tuttavia, questo problema è facile da diagnosticare utilizzando le caratteristiche
di cui sopra:
8.4. Motivi di diffrazione di Ottica pizzicata
149
Fig. 8-4 . La stella-test aspetto di una apertura deformato o schiacciato di 0,4
lunghezze d'onda totale
aberrazione. Comportamento normale è nella colonna a destra. L'ostruzione è del
25%.
150
Capitolo 8. Ottica schiacciato e deformato
1. Vedere se le variazioni di deformazione nel tempo. Se è fisso, un'immagine
immutabile
distorsione, essa non può essere causato da riscaldamento locale, correnti tubo, o
effetti atmosferici. Guarda di nuovo in 15 minuti. Aria ottica cambiamento DRAautomaticamente, pizzicamento non (a meno che le modifiche spremitura marcatamente
con la temperatura).
2. Contare i punti intorno al perimetro. Se si contano 3 o 6, il meccanico
supporti sono probabilmente da biasimare. Tre o 6 assi di simmetria
solo che non è a terra nel bicchiere che spesso. Due assi di simmetria indica
pressione da una direzione, o potrebbe essere un vero astigmatica
errore nel bicchiere. Se due volte asimmetria viene trovato, provare a identificare il
asse dell'astigmatismo mettendo la mano nella trave lo stesso
come avete fatto durante l'allineamento. Se l'asse della deformazione è proprio
verticale, di solito si può supporre che o si sono incredibilmente sfortunati o
l'astigmatismo
risultati
forze gravitazionali che si applicano
pressione non uniforme.
2
3. Spostare il telescopio per guardare una stella vicina zenit. Il modo più facile di
conferma
che la vostra difficoltà è causata da supporti meccanici è semplicemente quello di
cambiare la direzione della forza sull'ottica. Se la deformazione diminuisce
o modifiche, potrebbe significare che i supporti siano deformazione del disco. In
ogni caso, non è raro cambiare almeno la grandezza, se non la
sapore, di orditura semplicemente cambiando l'angolo del telescopio. Un
eccezione è un pizzicato Schmidt-Cassegrain lastra correttrice. Perchè
la piastra si tiene così saldamente, dà la stessa immagine distorta in qualsiasi
angolo.
4. Rack con messa a fuoco. Alcuni deformati stella-test i modelli sono simili a
astigmatismo sui lati opposti del fuoco. Se "punti" nell'immagine in una
lato diventano regioni pianeggianti, dall'altro, qualcosa potrebbe essere sforzo
l'ottica. Rilievi non presentano questo comportamento, tuttavia.
Essa non sembra in fig. 8-4, quindi non è sempre un indicatore affidabile
di schiacciamento.
8,5 risolvere il problema
Il resto della discussione si suppone che si abbia un telescopio riflettore
soffre di mal ottica possedute. Tale problema è raro in rifrattori, e si
può fare poco comunque, se non riportare l'obiettivo al produttore per
manutenzione.
Se vedi un due lobi deformazione dell'immagine in un riflettore newtoniano, si potrebbe
hanno l'astigmatismo in uno specchio primario o la diagonale. Hai Bisogno di
________________________________________
2
Vedere il Capitolo 14.
8,5. Risolvere il problema
151
un modo semplice per isolare il problema allo specchio offendere. Ruotare il tubo
20 ° - 30 °. Se la deformazione sembra essere fissato allo stesso angolo nel
oculare, il problema è probabilmente contenuta all'interno della diagonale, perché
ruotato troppo. D'altra parte, la gravità ha cambiato direzione rispetto
il tubo. Se il modello sembra avere ruotato dello stesso angolo, o ha
diversamente cambiato, è probabilmente nei supporti specchio principale.
Oggigiorno, i telescopi che sono spesso nella maggior rischio di soffrire di
ottiche deformate sono grandi, sottili specchio riflettori newtoniani. L'angolo del tubo
non può essere
cambiato in molti tali strumenti, quindi non si può isolare l'origine del
aberrazione con il semplice espediente di rotazione del tubo. Fortunatamente, i modelli
visto in sottile specchio riflettori dovrebbe cambiare drasticamente con
l'altezza. Provare
confrontando l'aspetto di una stella sfuocata appena sopra l'orizzonte con uno
quasi overhead. Se l'aspetto cambia notevolmente, il più sospettoso
supporto è la realizzazione più il peso dello specchio principale.
Se il telescopio è turbato da orditura, si sta meglio a provare cella dello specchio
riparazioni alla cieca piuttosto che non fare nulla. In primo luogo, è necessario verificare
che le clip specchio
non premendo sulla superficie. In modo ottimale, specchi non sono nemmeno in
possesso
tali restrizioni. Lo scopo di clip specchio è quello di prevenire danni gravi
durante il trasporto e lo stoccaggio, in qualità di ferma così lo specchio non rientra faccia
giù nel tubo. Quando il telescopio è in forma di esercizio, queste clip dovrebbe
librarsi al di sopra della superficie.
È necessario assicurarsi che i supporti laterali sono leggermente allentato. In molti
cellule specchio, le clip ed i supporti laterali sono le stesse unità. Poichè la Maggior
Parte
cellule specchio sono fatti per adattarsi a un nominale di dimensioni specchio, i supporti
laterali sono
un po 'regolabile, sia utilizzando una vite in plastica insieme o con l'aggiunta di spessori
sottili
montare la clip.
Ciò che si vuole evitare è una situazione in cui si svolge lo specchio da un eccesso di
forza, oltre il proprio peso. Una cellula specchio ho controllato a pochi anni fa
aveva rasamenti troppi rimosso dalla clip combinata e bordo
SUPPORTOò. Questo clip è stato fissato con una vite, e lo specchio è stato arrestare la
avvitare prima il metallo della cella ha fatto. In effetti, il proprietario stava stringendo la
lato dello specchio verso il basso con una chiave.
Se lo specchio scuote un po 'quando si agita la cella, è montato correttamente.
Prova per meno di 1 mm di movimento in qualsiasi direzione e viaggi ancor meno
verticale.
Sottili, grandi specchi in altazimutali montaggi Dobson non devono essere ritenuti
al bordo di puntiformi restrizioni. Il loro peso proprie indurre inaccettabile
sottolinea. Specchi sottili dovrebbe appendere in una cinghia. Ma anche se il tuo
specchio si svolge
da una cintura, può ancora essere disadattati. In un telescopio che ho visto, la cinghia
aveva
scivolò e lo specchio era seduto sul lato della scatola. Inoltre, la cinghia deve
non supporta più del 50% di uno specchio di cir152
Capitolo 8. Ottica schiacciato e deformato
dell'ugello materiale o tenere lo specchio troppo stretto. Alcuni specchi sono tenute con
una cinghia
che viene serrata mediante una vite, simile a una fascetta automobile
radiatore. Racconto
metodi di montaggio dovrebbe essere sostituito o modificato, perché schiacciare il
specchio eccessivamente.
Naturalmente, alcuni modelli di cella accettabili esistono per grandi specchi sottili
supportati
in montature equatoriali. Come lo strumento insegue attraverso il cielo si esegue anche
un movimento di rotolamento. Così, la direzione di gravità cambia orientamento rispetto
alla cella. Oltre alla soluzione sacchetto mercurio accennato in precedenza,
3
produttori hanno
provato molti altri trucchi per evitare indebite pressioni nei punti sul bordo. Il più
comune di questi è incollare lo specchio al sottostante supporto, erogazione
con i supporti dei bordi e clip interamente. Acquario cemento Anche flessibile
soffre occasionalmente problemi. Incollare lo specchio in questo modo si apre la
possibilità di altre pressioni in atto da deformati piastre di montaggio.
Forse si può essere in grado di sintonizzare uno specchio per funzionare correttamente in
alcune aree del
il cielo, ma molto probabilmente si dovrà convivere con almeno un po 'di deformazione.
I compromessi sono talvolta inevitabili quando si sceglie di montare una così grande,
specchio floppy equatoriale.
______________________________
3
Questo metodo comporta una grande quantità di mercurio tossico, un procedimento che
può essere utilizzato in modo sicuro
solo da professionisti.
Capitolo 9
Ostruzione e sfondo
Modificando la trasmissione della pupilla diaframma provoca modifiche al
modello di diffrazione. Ostruzione e trasmissione ombreggiata non sono deformazioni
di
il fronte d'onda nello stesso senso come aberrazioni. Possono verificarsi in ufficialmente
"Perfetti" aperture. Tuttavia, essi possono influenzare la qualità dell'immagine percepita
in
un modo molto simile.
Cinque punti principali sono fatte in questo capitolo:
1. Ostruzioni centrali inferiori al 20% del diaframma sono indistinguibili
in pratica, da una apertura libera, e per ostruzione sotto
25%, le prestazioni possono essere molto buona.
2. Reckless gli sforzi per ridurre l'ostruzione centrale può portare ad ancora peggio
immagini di quelle che derivano da ostruzione.
3. Un ragno di fronte a un'apertura danneggia l'immagine solo per gli oggetti dim
prossimi
a fonti luminose di interferenza o di oggetti a basso contrasto
inserita in un campo esteso. Per la maggior parte a campo scuro osservazione, il
effetto ragno è solo cosmetico.
4. Oscurando la porzione esterna dei risultati di apertura in contrasto
miglioramenti a basse frequenze spaziali, ma solo a spese di alto
frequenze spaziali.
5. Polvere e graffi sono errori cosmetici, simili a diffrazione ragno
fatta eccezione per alcuni tipi di osservazione.
9,1 Ostruzione centrale
La più ovvia e, potenzialmente, il genere più dannoso di trasmissione
cambiamento è causata dallo specchio posizionato centralmente diagonale o secondaria.
153
154
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Alcuni osservatori sono quasi fanatici ostruzione. In astronomico vari
pubblicazioni, hanno fatto dichiarazioni coperta come "ostruzione riduce il contrasto"
senza dare le frequenze spaziali in cui tale riduzione si verifica. Essi implicano che
ostruzione così danneggia gravemente l'immagine che nessuna quantità può essere
tollerato.
Tuttavia, le conseguenze negative di ostruzione centrale può essere facilmente e
calcolata con precisione. Vedremo che peggiorano notevolmente al di là di un frazionale
ostruzione del 20 al 25% dell'apertura. Finché l'ostruzione è mantenuto all'interno che
frazione, l'immagine molto vicina a quella di un telescopio ostruito.
Frazionale trasmesso circondato
energia rispetto all'apertura perfetto
Angolo (bordo del disco di Airy a 1,22)
Fig. 9-1 . Le energie trasmesse cerchiati di aperture centrale ostruiti diviso per il
energia circondato di una apertura libera (in seguito chiamato il rapporto energia
circondato, o EER). Il
prestazioni calano bruscamente al 20-25% ostruzione.
Figura 9-1 non illustra il contrasto ma l'argomento strettamente collegato di cinta
energia. In Fig. 9-1, le energie normalizzati accerchiate delle aperture sono ostruite
divisa per l'energia normalizzato circondato di un'apertura perfettamente
circolare. Così, la
rapporti di apertura ostruiti allontanarsi da un valore ideale di unità.
Come il cerchio si avvicina al raggio del disco di Airy libera a 1,22, questi rapporti
Cadere. La dimensione del punto è minore in strumenti ostruiti, e l'energia derubato dal
diffrazione posto nucleo è principalmente depositato nei primi uno o due anelli di
diffrazione. Mentre
il modello è ostruito attraversando il minimo tra il disco centrale e il primo anello,
racchiude poca energia supplementare e il modello ottiene ostruita davanti a sé. Non
9,1. Ostruzione centrale
155
libero
25% ostruzione
5
50% ostruito
75% ostruito
5
Fig. 9-2 . Le in-fuoco pattern di diffrazione derivanti da ostruzione.
finché il cerchio racchiude i primi anelli di entrambi i modelli è il rapporto comincia a
recuperare.
Nelle figure di diffrazione focalizzati di Fig. 9-2, le intensità degli anelli
si gonfiano come ostruzione aumenta. Con il tempo un'ostruzione 75% viene raggiunto,
tutti
pretesa di qualità ottica è perso. Paradossalmente, il disco di diffrazione è più piccolo.
Tutte queste immagini sono calcolati alla stessa scala e stampato con lo stesso
intensità centrale, in modo tale ritiro non può essere spiegato come un artefatto del
Riproduzione. Questo fenomeno è reale. Infatti, il disco centrale è più stretto
trovato in un'apertura che è quasi completamente ostruita, ma gli anelli potenti
causato da una tale apertura lo rendono inutile per l'imaging bene.
Filtraggio appare in fig. 9-3. Anche in questo caso, il fondo non si abbandonano a
metà
frequenze fino a quando l'ostruzione è al di là del 25%. Un diametro ostruzione sotto
20% del diaframma può essere visto come accettabilmente piccola. La dimensione del
punto più stretto
si mostra come un aumento della MTF alle alte frequenze spaziali; contrasto qui
addirittura superiore al valore di un'apertura perfetta.
156
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 9-3 . Curve MTF di semplici ostacoli centrali.
Queste curve dimostrano che un po 'di respiro è disponibile tra le
20% e 25% dell'apertura. Gli effetti negativi di ostruzione centrale hanno
iniziato a mostrare se stessi, ma sono salvare la loro furia per ostruzioni
oltre il 30%. Qualsiasi apertura che è il 25% ostruito può essere molto buono, e
telescopi che bloccano il 20% del diametro può essere eccellente. Gli strumenti che
sono state modificate per ottenere una minore ostruzione al 20% sono molto ottenendo
guadagno poco contrasto e rischiano altri problemi ottici. (Vedere la fine del
Capitolo 10 per ulteriori informazioni sul degrado causato da ostruzione
la presenza di aberrazione sferica.)
In assenza di conoscenze intensamente l'ostruzione tollerabile, telescopio
makers spesso curare questa difficoltà con misure smodate. Comunemente,
costruire telescopi newtoniani con focheggiatori troppo tozze e dimensione minima
diagonali.
Purtroppo, riducendo la dimensione diagonale costringe spesso un compromesso con il
funzionamento di altre utili funzioni del telescopio. Forse riduce ancora in un
margine di sicurezza imprevisti. Ad esempio, un lungo tubo focalizzatore sconcerta
esterna
Luce. Alcuni telescopi sono progettati con oculari impostato così basso che la luce può
immettere direttamente, un problema particolarmente comune in open-tubo telescopi.
Un'altra difficoltà sorge quando una lente Barlow deve essere utilizzato. L'attenzione
dovrebbe Essere
abbastanza lontano dal percorso ottico che la Barlow non sporgere davanti
lo specchio.
La diagonale è anche soggetta a curvatura in prossimità del suo bordo, in modo che
telescopi
impone ad ogni bit della diagonale per sull'asse immagini spesso hanno ridotto
9,2. Spider Diffrazione
157
qualita. Certo, diagonali piccole causare vignettatura, e gli osservatori devono essere
attenzione assicurarsi che le parti esterne del campo visivo sono adeguatamente
illuminato per i loro oggetti preferiti.
Così, un ben significato sforzo di migliorare il contrasto riducendo la diagonale
dimensioni potrebbe avere l'effetto opposto. Lo strumento può essere così valido da
tali sforzi che il contrasto è molto peggio di quello che sarebbe stato un po '
grande ostruzione.
1
9,2 Spider Diffrazione
L'hardware di supporto che tiene uno specchio, si causa un po 'di luce
diffrazione. Per palette ragno lineari, il modello assume la forma di due o più
picchi radiali di distanza dal punto di un'immagine. Diffrazione Spider prende un
luminoso,
estesa per immagini e strisci esso su entrambi i lati.
Il contrasto viene ridotto, ma di quanto? Chiaramente, se l'area delle palette è
non grande quando proiettata contro lo specchio, il ragno non può essere dispersione
molta luce. Quella luce guarda luminoso perché è sfocata in pochi
indicazioni.
Il sistema multilaterale di negoziazione di un ragno con palette di spessore
1
/ 128 del diametro del
specchio appare in fig. 9-4 (MTF questo viene composto con il degrado di un
20% ostruzione). Lo spessore è
1
/ 16 di pollice (circa 2 mm) per un 8 pollici (200
mm) specchio. Di solito, piccoli telescopi hanno palette meno della metà di spessore.
Anche così, il contrasto è degradato solo circa 1,6% a prima. L'area del
palette è anche 1,6% della superficie dell'apertura di. Perciò, una relazione semplice
esiste
tra l'area della piccola oscuramento e la quantità di brusca
degradazione nel sistema multilaterale di negoziazione.
Diffrazione ragno provoca la rapida caduta della MTF, e successivamente l'
degradazione è una frazione costante del comportamento normale.
2
Si può vedere
dalla riduzione molto lieve che diffrazione ragno è un difetto cosmetico per
più scuro campo di osservazione. Solo in situazioni eccezionali, lo fa in maniera
significativa
influenzano il contrasto dell'immagine. Se, per esempio, una stella dim risiede nel ragno
picco di diffrazione di una stella compagna luminosa, questa luce potrebbe diventare un
Problema. La diffrazione ragno non provoca difficoltà se la stella è debole
da solo o con un angolo diverso da spike, ma perché la stella vicina è così
luminoso, il picco può illuminare tutta la zona intorno alla stella dim.
Fortunatamente, molti telescopi consentire la rotazione del ragno o tubo.
_____________________________
1
Questi esempi non sono a significare che un piccolo specchio secondario non è un
obiettivo lodevole. Se
designer telescopio sono consapevoli dei rischi, possono evitarli. La chiave non è per
ridurre la
dimensione secondaria ad esclusione di ogni altra considerazione ottica.
2
Per schemi di modulazione a 45 °, la MTF recupererà al 71% della massima frequenza
spaziale
e persino leggermente superiore al valore previsto in sua assenza. Sistemi multilaterali di
negoziazione per la barra orizzontale o verticale
obiettivi di visualizzare la struttura meno violentemente evoluzione. Vedere Zmek 1993.
158
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 9-4 . Funzione di trasferimento di modulazione per la diffrazione ragno. Il
degrado è ben poca cosa rispetto ad un
spiderless 20% ostruito apertura. La minima curva è per un modello MTF a 45 ° per
le palette.
In estese oggetti luminosi come pianeti, diffrazione ragno provoca una molto
sottile degradazione. Ogni punto sull'oggetto ha le sue proprie punte. Basso contrasto
dettagli possono essere lavati dalla luce debole diffratta dal ragno. Un realistico
sottile con pale ragno ha una superficie di circa 0,5% dell'area dell'apertura.
Così, il rapporto segnale-rumore può essere basso come 23 dB. Per fortuna, la maggior
parte del
la luce diffusa è oltre il bordo dei pianeti. Se le palette sono strette fino a 0,5 mm,
la larghezza dei picchi di diffrazione è di circa 100 secondi d'arco. Spider-vane
diffrazione notevolmente superare la dimensione di un'immagine di grandi dimensioni,
anche planetario, come ad
come angolo di 50 secondo d'arco sotteso da Giove durante opposizioni. SNR
supera i 30-40 dB per l'osservazione planetaria. Luce diffratta dalla palette ragno
diventa fastidioso soprattutto per le osservazioni lunari e solari, se l'entità
dell'immagine è maggiore dell'angolo di diffrazione.
Nonostante le conclusioni di fig. 9-4, diffrazione ragno può essere un improgettazione considerazione portante. Se le alette di sostegno diagonali sono troppo
spessi,
i picchi di diffrazione diventano più luminosi. Più superficie dello specchio viene
intercettato,
e più luce viene deviata. Spessi palette anche picchi di diffrazione più brevi.
Poiché la luce diffrange in un'area più piccola, è relativamente più luminoso.
È possibile vedere l'effetto di una paletta ragno ampio allungando una striscia di nero
nastro isolante tutta la parte anteriore dello strumento (questo esperimento funziona
anche
per rifrattori e Schmidt-Cassegrain, proprio mantenere il nastro di distanza dal
lente). Dirigere il telescopio verso una stella luminosa e utilizzare un medio9,2. Spider Diffrazione
159
spiderwidth 1/128
nessun ragno
20
Fig. 9-5. Un "sovraesposta" monocromatico ragno figura di diffrazione rispetto allo
stesso
modello calcolato senza ragno.
-alto ingrandimento dell'oculare. Si dovrebbe vedere un picco luminoso di luce a destra
perpendicolare al nastro. Questo picco brilla con bagliori di colore. Se la stella è
luminosa
abbastanza, le dissolvenze spike fuori con l'aumentare della distanza dalla stella e poi
illumina di nuovo, magari facendo tante volte. Stai osservando i picchi laterali
ragno di diffrazione, simile agli anelli di diffrazione apertura circolare.
Un altro errore di progettazione è l'uso di forte spessore, curva-palette ragni
o di un picco di diffrazione-mask soppressione. Due maschere di questi sono stati
suggeriti da A.
Couder con curva-bordo coperture palette (Ingalls, Libro II 1978, p. 620). Il
le immagini non soffrono le punte di diffrazione causati da ragni convenzionali, ma
un aumento del livello di luce diffusa è ancora lì, proprio sparsi in angolo.
In imaging di oggetti estesi (quali pianeti), non importa se la
la luce si limita a un picco di diffrazione o è stato in media diversi
Angoli. Il contrasto viene ridotto di pari importo. Il Fattore Più Importante e Il
frazione dello specchio palette in questione siano estese. L'unico cambiamento
accettabile per ragno
palette è l'uso di sottile curva-palette ragni, o eliminandoli del tutto da
sostenere il secondario su una finestra ottica.
Un'immagine ragno concentrata è mostrato in fig. 9-5. Questo rendering non è molto
quadro realistico perché è calcolato per luce monocromatica, ad esempio un
laser produrrebbe. Le cadute di le punte saranno riempiti con altri colori
in luce bianca immagini, dando solo un accenno di struttura.
Mentre diffrazione ragno è solo un fastidio minore per telescopi di piccole dimensioni,
può diventare un oggetto di preoccupazione nella progettazione di grandi strumenti.
Dato che la struttura meccanica non scalare linearmente, i requisiti di supporto
di secondari riflettore di grandi dimensioni può essere molto grande davvero. Heavy
Cassegrain
secondari devono essere supportati rigidamente sufficiente che l'allineamento
160
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
non soffre. Alette di spessore sono necessari, e diffrazione dalle palette
diventa significativa (Beyer e Clune 1988).
Si dovrebbe fare certo alla fine di posizionamento grossolano che il secondario
alette di supporto presentano la superficie minima intercettazione al fascio di ingresso
Luce. Questa manutenzione non costa nulla, e può migliorare l'immagine sostanziale.
9,3 Ombreggiatura o apodizzazione
Anelli di diffrazione sono tra le caratteristiche più discutibili del perfetto
diffrazione circolare. Questo problema è forse più osservabile al
confine tra una zona luminosa e uno sfondo del cielo scuro. Se il vedere è
sufficientemente buona, questo limite non appare nitida, ma mostra "echo"
immagini, una o più linee sottili sul bordo. Gli osservatori devono essere consapevoli di
questo
fenomeno, altrimenti si riferiscono dettaglio spurie nell'immagine. Ì
particolarmente evidente nelle immagini che sono fortemente colorate o vista attraverso
colore filtri. Dischi planetari visualizzare arti-oscurante, quindi questo effetto è difficile
da
nota sul bordo di un pianeta. Tuttavia, il problema è osservabile altrove
ed è sempre una fonte di interferenza con qualsiasi raggruppamento di dettaglio spotty.
Diversi anelli di diffrazione può aggiungere per creare un altro posto dove non esisteva
prima.
Modifica delle caratteristiche di trasmissione di una apertura è chiamato
apodizzazione. "Apod-" significa letteralmente "senza piedi" e si riferisce ad una
sfumatura di
la pupilla di entrata che si traduce in anelli di diffrazione abbassate. Apodizzazione
esistito
informale prima che fosse chiamato. Jacquinot e Couder fatto un unidimensionale
apodizer nel 1930 di sopprimere le linee laterali oscure che sembravano accanto alla
brillante
linee su piastre spettrografiche Jacquinot (1958).
RK Luneburg ampliato la definizione di apodizzazione suggerendo una serie di
problematiche di carattere generale che non portano necessariamente a piccoli anelli, ma
indurre
modifica del modello di diffrazione per ottimizzare qualsiasi data caratteristica.
3
Sulla base di studi di Lüneburg, si può affermare con una certa sicurezza che
la forma migliore allievo nella maggior parte dei casi è un libero uno (Lüneburg
1964, pp
344-359). Si può impostare qualsiasi tipo di condizione sull'immagine di diffrazione,
tuttavia,
finché qualche altro parametro è consentito di oscillare liberamente.
Ad esempio, il diametro del punto centrale può essere minimizzato se l'altezza
degli anelli di diffrazione non ha importanza. In realtà, G. Toraldo di Francia ha
progettato un
allievo ombreggiatura complesso che si traduce in risoluzione arbitrariamente fine e
soppressione
di anelli di diffrazione fuori per un raggio specificato (di Francia
1952). Sfortunatamente,
un allievo ombreggiato è straordinariamente inefficiente per tutti
_________________________________
3
Per questo motivo, io personalmente preferisco il termine ombreggiatura, che viene
da antenna e acustica
matrice teoria.
9,3. Ombreggiatura o apodizzazione
161
aperture realistiche, deviando la maggior parte dell'energia del fascio di un anello
luminoso
oltre il raggio specificato. La fermata del campo deve essere all'interno di questa
distanza fino a
evitare che l'anello luminoso da abbagliare il super star-risolto.
Allo stesso modo, Dolph CL (1946) deriva una tecnica di ombreggiatura per linearearray
antenne radar che bilancia risoluzione e diffrazione. Funziona anche per fessura
apertura. Tecnica di Dolph presenta una soppressione arbitraria di lobi laterali ad un
livello specificato circonda il picco centrale. Questo metodo è anche inefficiente ma
aiuta la maggior parte delle fonti in cui forti interferenze da più direzioni è
fastidioso.
Una recente investigazione sistematica nei rivestimenti parzialmente trasparenti di lenti
per ottenere una risoluzione maggiore è stata fatta da Osterberg e Wilkins nel 1949.
Sono stati in grado di raggiungere teoricamente un diametro dello spot centrale solo il
77% di quella del
il disco di Airy usuale. Il rapporto di Strehl di tale apertura è 0,21, quindi questo
risoluzione arriva a notevoli costi ottici. L'anello di diffrazione prima riguarda
1
/ 10 alto come il picco centrale. Questo comportamento è simile a quella del
aperture ostruite menzionato in precedenza, ma è attentamente ottimizzato per fare l'
meno danni e allo stesso tempo ottenere la massima risoluzione.
Tutte queste soluzioni avanzate hanno le stesse caratteristiche generali: alta
alunni risoluzione simile aperture ostruiti bordi morbidi, mentre il basso
diffrazione-ring allievi diventano più scure verso l'esterno in un cono lento
(Barakat 1962; Jacquinot e Roizen-Dossier 1964).
Inoltre, queste tecniche avanzate in genere non dispongono di un colore semplice,
quali sarebbero forniti da una variabile forza densità neutra filtro
(In particolare per il miglioramento risoluzione). Spostano il retro trasmissione e
indietro tra positivo e negativo. Certo, il concetto di negativo
trasmissione suona strano. Una luce immagina che scaturisce dall'occhio e andando
posteriore attraverso il telescopio in una direzione opposta. La verità rende più
senso negativo-trasmissione si riferisce posti sul diaframma in cui la fase di
è invertita, o aree che hanno una aberrazione uniforme di lunghezza d'onda
½. Ovviamente,
strappi l'apertura di entrambi i lati della fase riduce notevolmente punto centrale
Intensità. Tali filtri sono anche difficili da fare.
L'ombreggiatura allievo considerato solo qui è una funzione gaussiana troncata.
La gaussiana è il familiare curva a campana che rappresenta statistica
scostamenti nelle misurazioni. È simile ai docenti curva volte
consultare quando si assegnano voti degli studenti. Una apertura Gaussian inizia con
piena
trasmissione al centro e gradualmente si assottiglia fino a raggiungere il bordo.
Il coefficiente di trasmissione di una pupilla dell'apertura viene modellato
,
)
(
2
2
/ w
e
T
ρ
ρ
=
(9.1)
dove ρ è la coordinata radiale e w è correlato alla larghezza della gaussiana.
Figura 9-6 mostra questo tipo di trasmissione. La parola "troncato"
162
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Normalizzato coordinata radiale
Fig. 9-6. Il coefficiente ansmission tr dell'alunno gaussiana in quanto varia con
raggio. L'esterno
l'apertura è a un raggio di 1,0
Page 1
si riferisce alla brusca caduta al bordo esterno dell'apertura. Poiché la larghezza è
diminuita, questo calo è meno importante, ma la zona chiara al centro del
apertura diminuisce con piccole larghezze. Se la trasmissione a bordo del
apertura è piccola, la finestra è utilizzabile anche più piccolo.
La funzione gaussiana è una proprietà unica matematica. QUANDO Uno
calcola il modello di diffrazione di una apertura perfettamente circolare, il risultato è un
complicata espressione che passa attraverso molte oscillazioni, la causa
diffrazione anelli. Quando lo stesso calcolo viene effettuata per una untruncated
Gaussiana-ombreggiato allievo, il risultato è un altro gaussiana. Una volta che una
gaussiana
funzione svanisce, non risorgere. Pertanto, il modello di diffrazione ha
senza anelli intorno ad esso.
Se la funzione gaussiana ha una piccola drop-off sul bordo (come avviene per la
troncato esempi in Fig. 9-6), il riapparire anelli, ma sono fortemente
soppressa. Figura 9-7 mostra l'aspetto mirato di una gaussiana troncata
con w = 0,75 ρ. In primo luogo, si noti che il modello è sicuramente un po 'più
grande. Secondo,
anelli sordina rimangono intorno al punto centrale. Se giriamo il modello di lato, il
fetta longitudinale del modello di diffrazione da questo allievo gaussiana troncata è
SI Vede Nella fig. 9-8. Vediamo ancora i nodi, ma questo comportamento è fortemente
diminuita.
Un'altra caratteristica interessante di questo schema è la comparsa del boxy
centrale losanga. Rispetto alla normale apertura, l'immagine sembra visualizzare un
coesione più tollerante di defocalizzazione.
Pagina 181
9,3. Ombreggiatura o apodizzazione
163
normale non ombreggiata
8 troncato gaussiana
Fig. 9-7. Nel modello di messa a fuoco perfette alunni ombreggiata e troncato gaussiani
.
normale non ombreggiata
8 troncato gaussiana
8
-2
2-2
2
Fig. 9-8. Modello di immagine longitudinalmente a fette di un alunno normale e
gaussiana.
Che tipo di modifiche all'immagine si svolgono? L'energia circondata di un
w = 0,75 ρ troncato gaussiana appare in fig. 9-9. Ricordate, questo schema è
corretto per il semplice oscuramento del diaframma. Pertanto, il rapporto tra la
energie cerchiati passa a 1 quando il cerchio diventa molto grande. Sorprendentemente,
il
rapporto per la gaussiana apodized apertura spazza alto per racchiudere più
l'energia trasmessa rispetto alla normale apertura sulla maggior parte della gamma.
Questo strano comportamento è dovuto alla soppressione di anelli di diffrazione. Per
Una
Gaussian pupilla, tutta l'energia dispersa che è normalmente in porzioni distanti
l'immagine è già stata raccolta. Un allievo normale racchiude solo 83,8% di
Page 2
l'energia nel disco di Airy, 91% all'interno del bordo del primo anello, 93,8% all'interno
il bordo del secondo anello, 95,2%, 96,1% e così via. Gaussiana alunno
trasmissione è la stessa di prendere una scopa e viaggiare intorno all'immagine,
spazzando tutta l'intensità rimanente verso il centro. Questo spazzare è
non è così in ordine come si vorrebbe, così l'energia interiore con rake è accumulata su al
bordo di un disco di diffrazione allargata.
Pagina 182
164
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Angolo (1,22 è il raggio della pupilla Airy non ombreggiata)
Fig. 9-9. Circondata energia trasmessa da un allievo gaussiana troncata a fronte di un
normale
allievo accessibile.
Figura 9-10 mostra l'effetto sul filtraggio. Gaussiana trasmissione migliora
basse frequenze spaziali a scapito di quelle alte. La risposta abbassato a
ad alta frequenza spaziale è comprensibile se si ricorda che il punto centrale
è più ingombrante. L'enhancement a basse frequenze è legato alla raccolta dei
energia da porzioni distanti dell'immagine. Bassa frequenza di modulazione obiettivi
hanno barre larghe. Se l'energia viene accumulata in prossimità del centro del disco di
diffrazione
piuttosto che sparsi, perdite meno luce dalle zone di luce in quelli scuri.
Così, apodizers Gaussiane non mostra particolare molto vicino al limite di risoluzione
del telescopio con un contrasto maggiore, anche se gli anelli di diffrazione sono
soppressa. D'altra parte, gran parte del contenuto di un'immagine è a bassa spaziale
FREQUENZA. Il filtro gaussiano aiuterà il contrasto delle caratteristiche che non
impone ad ogni pezzo del potere risolutivo. Un altro vantaggio utile abbassato
anelli di diffrazione è la risoluzione di ineguali stelle doppie appena fuori la risoluzione
limitare, dove l'anello luminoso è inopportuno coincidente con la stella dim. Per
generali immagini estese, tuttavia, rendendo gli anelli meno evidente non aiuta
alta risoluzione.
Apodizzazione venuto all'astronomia amatoriale con una serie di lettere e articoli
nella "astrofilo" colonna di Scientific American nei primi anni 1950.
Questi articoli culminata con un suggerimento per l'ombreggiatura degli alunni
utilizzando strati di
screening periodico (Leonard 1954). Questo suggerimento è stato un intelligente e
pratico
modo per raggiungere una forma a punta allievo.
Nonostante la loro risultati non omogenei sul grafico MTF, apodizers sono stati
utilizzato in visione planetaria per molti anni. Sono stati vigorosamente
Page 183
9,3. Ombreggiatura o apodizzazione
165
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 9-10. L'MTF di aw = 0.75p troncato allievo gaussiana. La normale MTF è
tracciata
anche per
Page 3
confronto. La gaussiana sposta la risposta in frequenza da alte frequenze spaziali
quelli bassi.
promosso da alcuni dilettanti, che affermano che essi sono utili come "vedere"
filtri, anche se le loro spiegazioni della causa differiscono (Van Nuland 1983;
Gordon 1984). Questa popolarità, anche se è stato confinato in un piccolo
numero di osservatori, è difficile da respingere.
Esiste un meccanismo attraverso il quale questi filtri possono agire per stabilizzare
l'immagine?
Edberg (1984) ha suggerito alcuni benefici indiretti, compresa la sospensione lungo la
apertura, diminuendo la luminosità abbagliante dei pianeti, e copertura poveri
fabbricazione ottica. Gordon (1984) ha suggerito che gli anelli di movimento associato
con le turbolenze di sfocare tempo ripresi anche nel disco di Airy. Se non sono presenti
anelli, questo
si riduce la sfocatura.
Un altro articolo ha suggerito che un filtro gaussiano potrebbe spostare resa del contrasto
spaziale da alte frequenze, dove la turbolenza stava distruggendo l'immagine
comunque a basse frequenze spaziali. Così, più grossolani dettagli che erano ancora
visibili
attraverso l'atmosfera turbolenta venivano resi con un contrasto maggiore
(Suiter 1986b). Il sistema multilaterale di negoziazione di una apertura circolare turbato
dalla turbolenza
fornisce la prova di tale affermazione. Figura 9-11 illustra l'alunno gaussiana
trasmissione MTF per un solo momento di turbolenza.
Questa figura mostra come il contrasto viene spostato. Di seguito una frequenza spaziale
massima di circa 0,4, il gaussiana filtrata sistema esegue meglio della
aprire telescopio. Sotto 0.1, la gaussiana filtrata strumento trasferisce contrasto
meglio di un sistema perfetto unaberrated.
Ad esempio, un perfetto 10 pollici (250 mm) telescopio in grado di risolvere MTF tarottiene con barre una distanza di circa mezzo secondo d'arco. Tuttavia, quando turbato
Pagina 184
166
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
Frazione di Massima FREQUENZA spaziale
Fig. 9-11. Miglioramento del trasferimento di contrasto di basse frequenze spaziali per
aw
Ρ = 0,75 gaussiana
allievo filtro soffre di 0,15 lunghezze d'onda RMS di aberrazione turbolenza. Lo stesso
apertura quando
non ombreggiata è anche mostrato. Un singolo angolo di orientamento nel corso di un
sistema multilaterale di negoziazione istantanea è
raffigurato. Un maggiore
frequenze spaziali, la curva è instabile.
di 0,15 turbolenza lunghezze d'onda RMS, la curva MTF oscilla selvaggiamente per bar
separati da circa 0,8 secondi d'arco e al di sotto. Si può quindi scegliere di buttare via
contrasto ad alta risoluzione, in cui il comportamento non è affidabile in ogni caso, e lo
spostamento
giù
a frequenze spaziali dove può essere proficuamente utilizzati. Con la filtrazione
gaussiana, bar
separazioni di circa 1,5 secondi d'arco e superiore vengono esposte con un contrasto
maggiore rispetto al
apertura unapodized. Oltre i 4 secondi d'arco, l'apertura apodized si sta comportando
meglio di
un
Page 4
perfetta apertura circolare in una notte stabile.
Così, una gaussiana apodizing filtro sembra aiutare durante i periodi di cattivo seeing,
ma
lo fa solo in modo ambiguo. Il filtro vedendo è forse utile per
trasformare vedendo brutto passabile, ma per niente risoluzione critica inferiore a cieli
stabili
e tutta apertura sono necessari.
9,4 polvere e graffi sulle ottiche
Siamo in grado di utilizzare l'argomento formalmente certamente esoterica di
sovrapposizione di aperture di
spiegare l'effetto di ostruzione centrale. L'ostruzione può essere matematicamente
sostituito da un'apertura negativa oscillante che annulla solo l'area positivamente
oscillante
dell'apertura totale sopra linea di principio-Babinet è. Questa procedura funziona lo
stesso per
ostruzioni minori come particelle di polvere, solo in questo caso, i grani di polvere o
graffi
agire
come una miriade di aperture tagliate foro stenopeico o corto.
Page 185
9,4. Polvere e graffi sulle ottiche
167
Piccoli fori e fessure non hanno una buona risoluzione. Emettono una diffusa
bagliore che si è diffusa in tutto il campo visivo. Questo comportamento è osservabile in
esperimenti da banco alcuni. Se un'immagine luminosa è appena nascosta alla vista da
un
regolo (come in un test Foucault), difetti di polvere può effettivamente essere vista
splendere sul
l'apertura buia.
Si può prevedere la curva della funzione di trasferimento di modulazione senza
calcolo. È molto simile al MTF calcolata per palette ragno. Se ONU
frazione scandaloso dello specchio o della lente erano coperte di polvere o graffi
(Ad esempio, 1%), il contrasto sarebbe oscilleranno improvvisamente verso il basso
dell'1%. Dopo di che, l'
degradazione del sistema multilaterale di negoziazione sarebbe rimasto abbastanza
costante. La ragione per la
calo improvviso è semplice. Il sistema multilaterale di negoziazione deve sempre
iniziare a 1, ma il bagliore diffuso
colpisce bar o larghi altrettanto. Non fino a quando le barre sono molto ampi
non la perdita da un luminoso bar estende sopra la regione scura.
Aperture con 1% della superficie coperta di polvere sono ottiche molto sporche
davvero. Quasi tutti continuano a lenti e specchi puliti. Immaginate come
individuato le ottiche sarebbero se, per ogni centimetro quadrato, 1 quadrato
millimetri (sulla zona della testa di spillo) è stato bloccato. A 200 mm
apertura ha una superficie di oltre 314 centimetri
2
. Spruzzatura di sale sullo specchio o la lente
stento produrre 1% ostruzione.
Polvere e graffi, come la diffrazione ragno, sono per lo più errori di cosmetici, eccettuati
per le situazioni insolite che dispongono di brillanti, non interessanti oggetti in
prossimità del
oggetto da osservare. Se una fioca del cielo profondo oggetto sono stati osservati molto
vicino ad una
abbagliante stelle (NGC 404 dietro Beta Andromedae o NGC 2024 nei pressi di Zeta
Orionis, per esempio), poi il bagliore diffuso che circonda la stella luminosa sarebbe
invadono l'immagine dell'oggetto dim. Osservando trucchi, come ad esempio oscurando
la
stelle dietro un diaframma di campo, può diminuire dispersione nell'oculare e l'occhio,
ma
Page 5
Se l'obiettivo principale o specchio è polveroso, il danno è già fatto. La luce diffusa
guardera oltre il bordo del fermo comunque. Quantità eccessiva di polvere sull'ottica
può anche danneggiare la rivelazione di dettagli a basso contrasto su Extended luminoso
oggetti, come pianeti, perché la luce diffusa esiste in generale una nebbia.
L'importo massimo di sporco l'osservatore dovrebbe tollerare sull'ottica è
circa
1
/ 1000 della superficie. Abbiamo già visto nel capitolo 3 come questo
può portare a segnale-rumore rapporto a partire da 30 dB.
4
Fortunatamente, la maggior parte dei
_____________________________________
4
Convenzionalmente, il rumore varia nel tempo ed è in posizione casuale. Così, la mia
vocazione
sparpagliato
luce "rumore" non è corretto, nel senso che appare immobile diffusione della luce ed è
completamente
determinato da dettagli al diaframma. Tuttavia, io uso il concetto di rapporto segnalerumore
perché luce diffusa degrada analogamente la qualità dell'immagine. SNR viene utilizzata
tutto questo
libro per confrontare una foschia diffusa o la diffrazione della luce con il sottostante
"segnale vero,"
dando
pesi relativi a fenomeni molto diversi. Si prega di ricordare, tuttavia, che tale
uso
devono essere utilizzate solo come analogia o finzione benefica, e non dovrebbe essere
spinto
troppo lontano.
Pagina 186
168
Capitolo 9. Ostruzione e sfondo
alone si estende oltre il bordo di un pianeta. Quindi, gran parte della dispersione è brutto
ma non è pericolosa. Come diffrazione ragno, i peggiori SNR sono riservati per molto
grande e luminoso-campo oggetti, come il Sole e la Luna. È difficile stimare
la frazione delle ottiche coperti da sporcizia, ma
1
/ 1000 della zona è la dimensione di un
ostruzione singolo su
1
/ 30 del diametro. Su uno specchio 200 mm, la
sporcizia accumulata coprirebbe un 7 millimetri posto trasversale leggermente più
piccolo del
dimensioni di un'unghia piccola. Anche un telescopio che è sporco che non sarà
contribuiscono molto dispersione supplementare ad un riflettore con palette ragno, e le
tolleranza per lo sporco potrebbe forse essere un po 'rilassato di tali strumenti.
L'osservatore deve ascoltare un avvertimento supplementare. Alcuni proprietari di
telescopio,
Page 6
dopo aver letto le osservazioni di cui sopra, potrebbe essere tentato di pulire i loro
specchi o
lenti troppo spesso. Ottica in possesso di rivestimenti delicati per i quali il più sicuro
prescrizione è di lasciarli soli. L'abuso di anche il più delicato di pulizia
materiali lascia una miriade di piccoli graffi nei rivestimenti. Non decidere di pulire
specchi sulla base di una luce brillante nel tubo di notte. Tutti gli specchi non
tale ispezione dura.
La procedura migliore per l'ottica pulita non lava ma la prevenzione. Mantenere
li coperto e asciutto. Pulire solo quando si ritiene siano stati
chimicamente attaccato o quando la polvere comincia ad incidere visibilmente le
immagini. Di
corso, gli osservatori specializzati, potrebbe essere necessario più pulite le superfici in
ogni momento, ma non
dubbio queste persone hanno già imparato i notevoli rischi e oneri
coinvolti (alluminatura più frequente, ecc). Seguendo una buona manutenzione
procedure, non si dovrebbero avere per pulire ottiche molto spesso.
5
________________________________________
5
Spesso, entusiasta specchio-maker si aluminize uno specchio prima che sia veramente
lucido.
Essi sono sia coperto da un velo di pozzi o di avere un anello confusa verso il
bordo. Sfortunatamente,
specchi non possono essere "pulito" a tutti e di solito sono irrecuperabili. Hanno bisogno
di essere
restituito
lucidatura.
Pagina 187
Capitolo 10 sferico
Aberrazione
L'errore più comune sul vetro è chiamato aberrazione sferica. Risiede
in qualche misura su tutte le superfici e non devono diventare debilitante, che però
dipende dalla sua gravità.
Il test stelle per aberrazione sferica è sorprendentemente sensibile e facile da
interpretare. In questo capitolo farà cinque punti:
1. Fronti d'onda deformata dalla semplice aberrazione sferica (quarto ordine
curve) sono riconoscibili notando che la luce segue approssimativamente
il comportamento del ray-ottiche caustica. Su un lato del fuoco, la luce è
presi dalle parti esterne del out-of-focus disco e depositate presso
Suo centro. Sull'altro lato del fuoco, luce presa dal centro
illumina gli anelli più esterni.
2. La forza di ordine inferiore aberrazione sferica può essere più o meno stima
accoppiati utilizzando una ostruzione centrale e confrontando il breakout
punti dell'ombra centrale su entrambi i lati. Correzione degli errori deve essere
l'unica aberrazione contribuendo per questa tecnica di stima essere
convalida.
3. Ordine superiore aberrazioni sferiche, seppur visibili nei test stelle
di alcuni progetti, sono praticamente mai visto in forma pura.
4. Calcolando l'energia depositata entro un raggio angolare di λ / D
Page 7
(Vicino al bordo del disco di diffrazione), l'utente può utilmente telescopio
sommare gli effetti combinati di aberrazione sferica e centrale
ostruzione. Questo rapporto energia circondata produce un numero simile a
il rapporto di Strehl, ma include la degradazione di ostruzione in una
singolo standard.
5. Un quarto d'onda di correzione degli errori offre immagini di prolungato
oggetti che sono notevolmente morbido, ma appena accettabile.
169
Pagina 188
170
Capitolo 10. Aberrazione sferica
10.1 Che è l'aberrazione sferica?
Perché sembra che abbiano la forma di ciotole basse o sporgenze, è
naturale pensare che gli specchi e le lenti sono perfette sezioni di sfere.
Tuttavia, le sfere non sono la migliore forma geometrica per produrre un'immagine. Il
a seguito esperimento di pensiero rende questo punto evidente. Immaginate l'interno
superficie di una semisfera come uno specchio e la luce come incidente da infinitamente
lontano
a destra, come nella fig. 10-1. La luce che colpisce i bordi è appena deviato; it baci
l'interno e rimbalza intorno alla cupola metà. Luce incidente più verso il
centro viene deflesso verso una sorta di fuoco, ma la luce colpisce è vicino all'asse
diretto il più lontano. La regione fuoco viene espanso in Fig. 10-2 a
dimostrano che il focus è piegata da un punto geometrico a forma di corno
busta caustica.
Fig. 10-1. Mezza cupola specchio sferico. La messa a fuoco è più scarsamente definita
come l'arrivo
raggio
avvicina al bordo.
Fig. 10-2. La caustica "corno".
Il significato originale di caustica era "bruciare", così una caustica ottica è uguale o
nei pressi di messa a fuoco. In ray-tracing, il termine ha acquisito un significato
leggermente diverso. La
caustica è una curva o superficie lungo la quale i raggi sembrano accumularsi.
Page 189
10,1. Che cosa è aberrazione sferica?
171
Si riferisce al luogo in cui la diffusione geometrica o di convergenza di un raggio
fascio non dà il valore corretto dell'intensità. Caustiche sono luoghi
dove si deve ricorrere alla teoria della diffrazione.
Il tipo di aberrazione sferica di fig. 10-1 è chiamato sferica
sottocorrezione. Con ipercorrezione, l'ordine è invertito. Centrale incidente
luce attraversa l'asse troppo vicino l'obiettivo, e la luce incidente sul bordo
interseca l'asse nel punto più distante. In ipercorrezione, il corno punta il
Altro Modo.
La configurazione migliore superficie alla luce immagine varia da telescopio
telescopio. Alcuni obiettivi, come le lenti rifrattori composti, per correggere
Page 8
aberrazione sferica piegando o separare superfici sferiche. Qui l '
progettista utilizza un trucco per mantenere la forma sferica facilmente fatto. Un
similitudine
piegatura avviene nella progettazione Maksutov. La shell menisco in realtà non
in possesso di messa a fuoco molto potere perché la superficie posteriore ha circa lo
stesso
curvatura del frontale. Il vero scopo è la modifica aberrazione. Altro
telescopi condividere l'onere della correzione sferica il principale elemento di messa a
fuoco di
aberrazione con una lastra correttrice stranamente deformata, come nel comune SchmidtCassegrain.
Per telescopi con un solo specchio di focalizzazione (cioè, riflettori newtoniani), la
corretta forma geometrica è un paraboloide. Le deviazioni piatti secondari del fascio in
modo
testa dell'osservatore non ottenere nel modo, ma non partecipano attivamente
formazione dell'immagine. Paraboloide è un caso particolare di una famiglia di superfici
chiamati sezioni coniche di rivoluzione.
Cassegrain classici combinare un primario paraboloide con un hyperboloidal
secondaria per realizzare la correzione necessaria sferica. Si può prendere la
specchio secondario di un classico Cassegrain e installare una diagonale di usarlo come
Newtoniana. Lo specchio secondario deve correggere il suo aberrazione sferica
intrinseca
Indipendente. Si può ragionevolmente supporre che il secondario dovrebbe
essere un paraboloide convessa, ma il secondario non fare lo stesso lavoro come il
primaria, quindi deve essere curvato in modo diverso.
1
Altri Cassegrain stile strumenti, come il Dall-Kirkham tipo, solo
parte corretta della aberrazione sferica dell'intero sistema in ogni specchio. Il
convessa secondaria rimane sferica. Questo piccolo specchio aggiunge una componente
di
aberrazione sferica di segno opposto a specchio concavo primario sferico, ma
la quantità non è sufficiente a correggere il sistema completamente. Venire
conseguenza, lo specchio effettuato correttamente primaria di un Dall-Kirkham è
deformata
ad uno sferoide prolato (tra una sfera e un paraboloide). Dall-Kirkhams sono
popolare con i telescopi perché il secondario sferico è facile da
tariffa. Tuttavia, essi subiscono gravi coma fuori asse.
____________________________
1
Una peculiare Cassegrain design in stile, il Mersenne afocale, ha un secondario
paraboloide
specchio. Questo telescopio curioso non ha bisogno di un oculare (King 1955, pp 49-50.)
Pagina 190
172
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Il Ritchey-Chrétien design va nella direzione opposta. Mettendo più forte
hyperboloidal curve su entrambi gli specchi primario e secondario, il progettista
può raggiungere un grado di correzione coma superiore alla classica Cassegrain.
Tuttavia, questi telescopi sono difficili da fare, e di solito sono di interesse solo per
osservatori professionali. Il telescopio spaziale Hubble è stato progettato come un
Ritchey-Chrétien.
10.2 Il telescopio spaziale Hubble
Page 9
L'estate del 1990 ha caratterizzato un evento rendendo l'argomento in precedenza
esoterica
di aberrazione sferica notizia da prima pagina. Il Telescopio Spaziale Hubble (HST)
è stato rivelato per essere prodotto in modo improprio. Giornale ha detto che
sofferto di circa
1
/ 2 lunghezza d'onda di aberrazione sferica e la
bordo dello specchio è stato quasi 2 micron (o 2 micron) al largo.
In un primo momento, queste affermazioni erano confuse. A 2 errore di
superficie pm risulterebbe
in un fronte d'onda impropriamente curvato da circa 4 μπι, o circa 7,25 lunghezze d'onda
di
giallo-verde chiaro. Se l'obiettivo viene regolato il minimo spostamento RMS piuttosto
rispetto al centro della zona centrale, tale valore è ridotto di un fattore di 4-1,8
lunghezze d'onda.
Questo numero è stato chiarito quando un articolo su Sky & Telescope di cui
Che l '
1
/ 2 lunghezza d'onda aberrazione era stato misurato come root-mean-square
(RMS) Deviazione (Sinnott 1990a). Derivare la picco-valle dal valore
Valore RMS, dobbiamo moltiplicare per un fattore di circa 13,4 / 4, perché
correzione di errori
¼ di lunghezza d'onda (da picco a valle) =
lunghezza d'onda (RMS)
4.
13
1
(10.1)
così ½ lunghezza d'onda RMS ×
= 1,68 lunghezza d'onda.
Il confronto che è meglio conosciuto per amatori, con Rayleigh
1
/4tolleranza in lunghezza d'onda tale calcolo viene a 1,7 lunghezze d'onda per la
Hubble Space Telescope, assumendo la
1
/ 2 lunghezza d'onda errore RMS era esatta.
La causa principale dell'errore è un dispositivo montato impropriamente chiamato
tester nullo utilizzati nella fabbricazione dello specchio primario. Questo tester è stato
nullo
dovrebbe generare un fronte d'onda con precisione la correzione inversa come
specchio principale. Così, uno specchio che sciolse che la correzione sarebbe
esattamente a destra.
Purtroppo, il tester null è stato distanziato in modo non corretto e presentato il male
correzione inversa (S & T 1990. Capperi et al 1991).
⎟
⎠
⎜
⎝
⎛
Page 10
4
4.
13 ⎞
Pagina 191
10.3. Aberrazione sferica generalizzata
173
10,3 aberrazione sferica generalizzata
Dal punto di vista della star test, non devi pensare al
formare delle superfici ottiche, o anche ricordare i loro nomi lunghi. Prendere in
considerazione
solo la forma del fronte d'onda finale sottratto da una sfera perfetta. This
differenza può essere espanso in forma di una funzione polinomiale semplice:
W (p) = A
0
A+
2
ρ
2
A+
4
ρ
4
A+
6
ρ
6
· · ·,
(10.2)
dove ρ è la coordinata radiale da 0 a 1. Il simbolo W (ρ) è l'acronimo di
la distorsione totale del fronte d'onda lontano da una sfera con centro nel
Messa a fuoco. Se W (p) è zero, allora le curve sono uguali. Diamo un'occhiata a
ciascuno di questi
termini ed i coefficienti di fronte a loro ("A") e discutere di ciò che
dire.
Il primo è una costante, A
0
che avanza solo o ritardi del fronte d'onda. Noi
può pensare a questo numero come il "tempo" o costante "fase", e dovrebbe essere
scelti in modo che la sfera confronto non è troppo lontana dalla
fronte d'onda. Questa costante rappresenta la propagazione, con diversi valori di A
0
rappresentano istantanee scattate in tempi diversi. Solitamente, la costante è impostata
zero, proprio come l'onda passa attraverso l'apertura oppure regolato per
convenienza.
Il termine A
Page 11
2
ρ
2
è una superficie liscia di piegatura, sia spingendo il fronte d'onda in una piccola
importo o tirando fuori un po '. Se la nostra sfera di riferimento ha il suo centro
collocato nel punto sbagliato focale, questo termine si fa carico di tale aumento. Così,
La
2
ρ
2
è chiamata "aberrazione sfocatura" qui ed è lo stesso che appare
in Fig. 4-15.
A
2
defocalizzazione termine può essere concettualmente incluso nel sferica
espansione aberrazione, e dal punto di vista della stella-test, defocalizzazione
dovrebbe essere considerato come un altro aberrazione. Tuttavia, non è un
defocalizzazione
caratteristica del vetro, quindi non è usuale per riferirsi ad esso come una aberrazione
sferica
Termine. Sfocamento è così importante che viene messa da parte e considerati
separatamente.
Il quarto ordine termine, A
4
ρ
4
, È ciò che di solito è pensato come sferica
aberrazione. Un altro nome di questo termine è primario l'aberrazione sferica.
Gli errori qui si dice che sono "correzione" gli errori, come ad esempio sottocorrezione o
ipercorrezione.
I termini A
6
ρ
6
... Sono solitamente di piccole dimensioni, ma può diventare importante con insolita
sistemi ottici. Si può vedere dal puntini di sospensione che questa espansione va avanti
per sempre, ma ogni fattore A
n
di solito è molto più piccolo del precedente
Coefficiente. Possiamo considerare la A
6
Coefficiente di come il termine ultimo importante in questo
Capitolo.
Aberrazione sferica può essere espresso da un numero di altrettanto valido conInterventi. Un altro modo di riferirsi a fronte d'onda quarto e sesto ordine
Pagina 192
174
Page 12
Capitolo 10. Aberrazione sferica
termini è chiamarli terzo e quinto ordine aberrazione sferica. Questi nomi
derivano dalla pendenza del fronte d'onda, non il fronte d'onda. e venire
misura la luce viene spostato lateralmente dal centro del punto di diffrazione. Un po 'di
autori trovano più conveniente per esaminare le modifiche residue focale
distanza con ρ, o "aberrazione longitudinale" (Kingslake 1978, p. 114). In this
modo di guardare errori, aberrazione primaria è il coefficiente di ρ
2
Termine.
Quindi, possiamo trovare lo stesso aberrazione sferica primaria espresso in quarta,
terzo, o secondo ordine coefficienti, a seconda che il polinomio
espansione si riferisce al fronte d'onda, per la pendenza residua, o al longitudinale
aberrazione rispettivamente. In questo libro, si riferiscono sempre al fronte d'onda.
10.4 Le funzioni di Aberrazione
Le aberrazioni sono solitamente misurata dalla posizione di miglior fuoco perché ²
il disco spuria è più piccolo lì. E 'quello che pensiamo quando diciamo "il
telescopio è messo a fuoco. "Quando un
2
è zero, Eq. 10,2 ha la posizione di messa a fuoco
arbitrariamente fissato a quello che viene chiamato fuoco "parassiale", o la messa a
fuoco del centro del
specchio o la lente (l'estremità più stretta del corno caustica sopra). Sebbene ONU
posto comodo per la matematica di forma del fronte d'onda, non ha nulla a che fare
con il percorso in cui abbiamo percezione visiva del disco più stretti.
Se facciamo la costante A
4
non-zero, per esempio, troviamo che alcuni
defocus deve essere aggiunto a inseguire migliore messa a fuoco come scoots via. Se
cambiamo A
4
ONU
seconda volta, dobbiamo spostare il focus di nuovo. Il termine A
6
crea ancora più
complicazioni. Se vogliamo prendere in considerazione pure le aberrazioni sferiche di
ordine superiore a
la migliore posizione di messa a fuoco, si deve sottrarre fuori solo la giusta quantità di
minore
Ordini. La rimozione di questi termini può essere faticoso, anche se il processo è
computazionalmente semplice.
E 'molto più conveniente per incapsulare appena sufficiente del ordine inferiore
aberrazioni di annullare automaticamente su ogni termine in quanto è aumentata.
Questo passo è stata presa, in una forma molto più complicata, da Fritz
Zernike, e le condizioni che ne derivano sono chiamati ortogonali polinomi di Zernike
(Born e Wolf 1980). I termini interessanti sono limitati qui per 4 ° e 6 °ordine, ma esistono per ordini superiori, nonché:
(10.3)
⎟
⎠
Page 13
⎞
⎜
⎝
⎛
=
+
=
6
1
4
)
(
)1
12
30
20
(
2
)
(
4
2
'
4
4
2
4
6
'
6
6
ρ
ρ
ρ
ρ
ρ
ρ
ρ
La
W
Page 14
La
W
I primi sono posti sui coefficienti per indicare che non sono
___________________________________
2
detto anche "fuoco diffrazione"
Pagina 193
10.4. L'aberrazione Funzioni
175
Fig. 10-3. Aberrazione della funzione W Zernike
4
(Ρ), illustrando ipercorrezione nel migliore messa a fuoco.
Fig. 10-4. Aberrazione della funzione Zernike Noi (p), che descrive di ordine superiore
sferica
aberrazione.
le stesse dimensioni in Eq. 10,2. Questi complicato dall'aspetto equazioni semplificare
alquanto quando visualizzato come funzioni aberrazione (vedi Figg. 10-3 e 10-4).
Tutti i modelli che appaiono concentrati sotto si fa riferimento in prossimità delle
posizioni di messa a fuoco
implicita in queste funzioni.
La forma funzionale del quarto ordine polinomio di Zernike ha un solo
anello a forma di ciambella, mentre l'ordine superiore ha un centro di elevata. Il
Dall'8, 10 °, e di ordine superiore polinomi aggiungere extra uno ogni ricciolo. Infatti,
come
ci andare più in alto, il motivo appare sempre più ondulato. Ma ricordate, la
somma di questi polinomi rappresenta superfici lisce. I segni e le
ampiezze sono scelti in modo che l'aspetto washboard va via. Solo per
i difetti zonali del capitolo 11 do contributi anomali di ordine superiore
polinomi si sommano per dare un risultato diverso da zero.
Pagina 194
176
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Anche se non è tracciata, il 6 ° funzione di ordine ha una più involuta
forma caustica. Immaginate se un individuo molto potente raggiunto nella campana del
corno musicale di Fig. 10-2 e tirò il boccaglio a metà strada attraverso di essa.
Il danno risultante sarebbe molto simile a quella caustica (Cagnet et al 1962).
Un altro punto minore è che la posizione di messa a fuoco diffrazione si sposta
leggermente
se il telescopio è ostruito. La maggior parte dei modelli che appaiono in questo capitolo
prende
conto di questo cambiamento. I modelli fetta longitudinali sono un'eccezione.
10,5 di correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
10.5.1 Filtro di aberrazione sferica
La funzione di trasferimento di modulazione (MTF) è rappresentata in fig. 10-5. Il
linee cadenti mostrare il contrasto modo in cui viene ridotta aberrazione sferica è
in costante peggioramento. Una caratteristica interessante è il lieve aumento che si
verifica per
aberrazioni piccoli vicino a una frequenza spaziale ,5-,6 di massima. This
recupero corrisponde ad una frequenza in cui la separazione delle barre bersaglio è
Page 15
circa la distanza dal primo anello di diffrazione. Si incurva su entrambi i lati.
Fig. 10-5. MTF caratteristica di correzione di errore.
La MTF peggiora in modo significativo quando l'allievo apertura va da
1
/8a
1
/4
lunghezza d'onda di aberrazione totale, sottolineando che la qualità ottica comincia a
mancare a
Intorno a
1
/ 4 di lunghezza d'onda di correzione di errore.
Pagina 195
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
177
Aberrazione sferica sposta luce dal disco centrale per le parti esterne
il modello di diffrazione. Una caratteristica peculiare di aberrazione sferica è che
lascia il nucleo centrale dell'immagine sola (fino aberrazione è abbastanza forte)
oltre a SAP IT della sua intensità. L'aberrazione sferica drena energia dal
centrale disco di Airy e si nutre agli anelli. In Fig. 10-6, l'energia circondata
rapporto di basso ordine crescente aberrazione sferica viene mostrato tracciato rispetto
ridotto angolo. Si noti l'aspetto piatto o quasi piatto dell'energia circondato
RAPPORTO out al raggio del disco di Airy. Questa firma identifica sferica
aberrazione di qualsiasi ordine (anche lieve sfocatura mostra questo comportamento
singolare).
Energia è stato rimosso dal disco centrale della pupilla aberrato, ma
mantiene la forma unaberrated abbastanza bene fino a quando al di là del primo
anello. Also in
Fig. 10-6, il rapporto energia circondata per
1
/ 4 di lunghezza d'onda di aberrazione sferica
intercetta raggio zero a 0.8, proprio dove il rapporto di Strehl dice che dovrebbe.
Angolo (bordo del disco di Airy a 1,22)
Fig. 10-6. Energia Circondata di aperture senza ostacoli affetti da
aberrazione sferica divisa
dall'energia circondato di un'apertura perfettamente circolare.
L'effetto di drenaggio dell'energia nell'immagine nucleo è di mantenere più o meno
equivalente (ma dimmer) disco di Airy circondato da una sfocatura che diminuisce con
la distanza.
Dettaglio Planetary soffre molto, perché a basso contrasto marcature scure sono spesso
molto vicino a zone luminose che sanguinano o lavare sopra. Il grafico indica che la
MTF
peggiori effetti della correzione degli errori cominciano a verificarsi, per la marcatura di
superficie con
separazioni di circa
1
/ 3 a ½ il limite di risoluzione dello strumento. Così, un aberrato
telescopio in grado di risolvere le stelle separate da 1 secondo d'arco mostra dettagli
planetari
Pagina 196
Page 16
178
Capitolo 10. Aberrazione sferica
(Come banding separati da meno di circa 2 o 3 secondi d'arco) con marcatamente
ridotto contrasto
10.5.2 Star-test pattern di correzione degli errori
Quando il test stella, si potrebbe desiderare di vedere l'immagine attraverso un filtro
colorato
evitare effetti di colore di miscelazione. Poiché la massima sensibilità dell'occhio umano
è di circa giallo o verde, probabilmente si può ricavare la maggior parte delle
informazioni da un
filtrare centrata su questi colori. Se si utilizza una sorgente artificiale (come un
torcia) alcune filtraggio serendipitous è causato dal colore inferiore
temperatura del filamento. Si può scoprire di persona gli effetti utili
di filtrazione quando stella testare un telescopio su Arturo in una notte nebbiosa. Il
stella è naturalmente giallo e così fortemente colorato dal passaggio attraverso la foschia
che
diventa arancione. Filtri colorati Pochi tagliato tutte le luci di altre band,
tuttavia. Non si deve aspettare i pattern di diffrazione monocromatiche
calcolato qui per essere riprodotti con precisione.
Naturalmente, siete invitati a provare altri filtri, ma essere consapevoli del fatto che,
come si va
dal blu al rosso delle lunghezze d'onda diminuisce di errore. I filtri rossi possono aiutare
a sottrarre
ampiezza spazzatura da un piccolo modello di diffrazione-immagine quando si sta
cercando di
vedere deformazioni generali del fronte d'onda.
Il comportamento di messa a fuoco dell'immagine è rappresentata in fig. 10-7, dove
sferica
aberrazione corre 0-1,7 lunghezze d'onda. Errori di correzione sono differenti
dall'apertura perfetto, ma il primo anello illumina male per le aberrazioni
maggiore
1
/ 4 d'onda. Poiché l'uso di un derivato è così comune, un simile
confronto è effettuato per un'apertura 33% ostruito in Fig. 10-8.
Out-of-focus comportamento appare in Figg. 10-9 e 10-10 con ogni successivo
coppia avendo sottocorrezione leggermente peggiore. Ciascuno di questi modelli è
calcolata
per 10 lunghezze d'onda defocusing aberrazione. Il grave caso 1,7 lunghezza d'onda è
calcolato per ipercorrezione (notare l'aspetto invertito dei modelli).
Ecco l'anello forte esterno appare al di fuori della messa a fuoco. Stiamo vedendo le fette
di
a forma di corno caustica in queste figure. Su un lato della messa a fuoco, il corno viene
affettato
vicino alla campana svasatura. Come conseguenza, la maggior parte dell'energia è
limitata ad una sottile
anello esterno. Sull'altro lato del fuoco, il corno viene tranciato in prossimità del
boccaglio, così
gran parte dell'energia è concentrata vicino al centro. Tuttavia, un sacco di perdite di
energia
fuori nella zona circostante per rendere il disco appare sfocata.
Ancora una volta, l'out-of-focus comportamento è raffigurata una ostruzione 33% in
Figg.
10-11 e 10-12. La lunghezza d'onda di 1.7-errore non esattamente riprodurre il
caratteristiche attese del telescopio spaziale Hubble prima della missione di riparazione,
ma
questo comportamento è una buona approssimazione.
Con minori quantità di aberrazione sferica, è necessario defocus meno per
Pagina 197
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
179
mostrano i modelli bene. Figura 10-13 mostra l'aspetto quando sfocatura
aberrazione è a soli 5 lunghezze d'onda.
10.5.3 La stima della gravità del problema
Page 2
Correzione degli errori crea un netto contrasto tra l'interno di messa a fuoco e
fuori-fuoco stella-test pattern. Un osservatore esperto in eccellente
condizioni può certamente rilevare errori inferiori
1
/ 10 di lunghezza d'onda e la posbilmente
1
/ 20 di lunghezza d'onda (Welford 1960). Ironia della sorte, il test per la stella sferica
aberrazione è quasi troppo sensibile. E 'così rivelando che quasi ogni telescopio
non controllo casuale.
Ad alta risoluzione del sistema di rilevamento della luce consentirebbe misure su
il disco di espanso stellare e determinazione esattamente come l'aberrazione
colpisce il telescopio. Perché l'occhio è un terribile radiometro, non può essere
attendibile per misurare la luminosità. Le persone che usano l'occhio per determinare il
magnitudine di stelle variabili sono solo successo se seguono un attento proprocedura con stelle di confronto simili. Stima di luminosità esteso
oggetti (come i dischi stella defocused) è senza speranza. Meticolosamente luce calibrata
sensori sono stati utilizzati per effettuare questo lavoro, ma tale soluzione richiede
precisa
conoscenza della distanza defocus. Non è pratico per coloro che desiderano fare un
prova veloce. (Per un esempio di queste misure difficili, vedi Burch 1985.)
Un metodo deve essere sviluppato che utilizza i punti di forza della visione, invece del
suo
debolezze, una sorta di strumento che non si basa sulla capacità assoluta dell'occhio di
determinare la luminosità. Un accenno del metodo appare in di The Amateur
Telescope, dal Rev. William FA Ellison, che è stato ristampato nel Amateur
Telescopio Fare Book One: (Ingalls 1976)
E 'abbastanza facile da vedere, da parte out-of-focus immagini di una stella, che cosa
è lo stato di correzione dello specchio. Uno specchio veramente corretto, out-
di messa a fuoco, darà un disco espanso, uniformemente illuminata eccezione
per le deboli tracce di anelli di diffrazione, con un ambiente pulito, ben definito
bordo, e una macchia nera al centro. Questa è la macchia nera
ombra della fiat, e dovrebbe essere delle stesse dimensioni a distanze uguali
dentro e fuori fuoco. Se è maggiore all'interno fuoco, lo specchio è
sotto-corretto. Se è maggiore di fuori, è sovra-corretto. E
più di una volta in una notte quando la temperatura era variabile, lo scrittore
ha visto un cambiamento specchio attraverso tutte queste fasi entro un termine non
minuti molto numerosi, i cambiamenti della macchia nera segreteria
fedelmente a quelle del termometro ... [Corsivo nell'originale].
Pagina 198
180
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Fig. 10-7. Modelli mirate per 0,
1
/ 8,
1
Page 3
/ 4,
1
/ 3,
1
Lunghezze d'onda / 2, e 1,7 di ordine inferiore sferica
aberrazione. L'apertura è ostruita.
Pagina 199
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
181
Fig. 10-8. Messa a fuoco per i modelli a) 0, b)
1
/ 8, c)
1
/ 4, d)
1
/ 3, e)
1
/ 2, ed f) 1,7 lunghezze d'onda di bassa
ordinare l'aberrazione sferica. Apertura ha un 33% ostruzione centrato circolare.
Pagina 200
182
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Fig. 10-9. Aperture Undercorrected all'interno di messa a fuoco (a sinistra) e
l'attenzione al di fuori (a destra).
Sfocamento
aberrazione ± 10 lunghezze d'onda, a) 0, b)
1
/ 8, c)
1
/ 4, lunghezza d'onda di ordine inferiore aberrazione sferica.
Aperture non sia ostruito.
Pagina 201
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
183
Fig. 10-10. Aperture visualizzazione grave aberrazione sferica all'interno di messa a
fuoco (a sinistra) e
fuori fuoco
(A destra). Defocalizzazione aberrazione ± 10 lunghezze d'onda, a)
1
/ 3, lunghezza d'onda undercorrected, b)
1
/2
lunghezza d'onda undercorrected, c) 1.7 lunghezze d'onda ipercorrezione. Aperture non
sia ostruito.
Page 4
Page 202
184
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Fig. 10-11. Undercorrected aperture interne (a sinistra) e l'attenzione al di fuori (a
destra). Sfocamento
aberrazione
± 10 lunghezze d'onda, a) 0, b)
1
/ 8, c)
1
/ 4 di lunghezza d'onda di ordine inferiore aberrazione sferica. Aperture è del 33%
ostruito.
Pagina 203
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
185
Fig. 10-12. All'interno grave l'aberrazione sferica (a sinistra) e al di fuori di messa a
fuoco (a destra).
Sfocamento
aberrazione è ± 10 lunghezze d'onda, a)
1
/ 3 d'onda sotto corretto, b)
1
/ 2 lunghezza d'onda sotto
corretto, c) 1.7 lunghezze d'onda più corretto. Aperture è del 33% ostruito.
Pagina 204
186
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Fig. 10-13: Sotto aperture corretti all'interno (a sinistra) e l'attenzione al di fuori (a
destra). Dedi messa a fuoco
aberrazioni ± 5 lunghezze d'onda, a)
1
/ 8, b)
1
/ 4, e c)
1
/ 2 lunghezza d'onda sotto-corretto. L'apertura è
senza ostacoli.
Pagina 205
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
187
Come si è scoperto, queste osservazioni sono state inserita in un argomento che
sembrava
critica di test stella. Forse molti di lettori di Ellison erano confusi da questo
discussione a pensare che la star test era inadeguata. Punto Ellison,
tuttavia, era valida. Gli specchi lastra di vetro comuni a quel tempo erano
Page 5
verificabile in un ambiente che è stato rapidamente variabile in temperatura. Qualsiasi
prova
avrebbe fallito in questa situazione.
I materiali moderni utilizzati in substrati specchio sono molto meno inclini a deformarsi
con variazioni di temperatura. Finché il telescopio è vicino a ambient
temperatura, le ottiche sono ragionevolmente ben educati. Il test è affidabile per
lentamente cambiando temperature esterne.
In ogni caso, il punto ombra tester dà un metodo per stimare l'aberrazione.
Figura 10-14a mostra una sezione longitudinale attraverso un'apertura perfetta messa a
fuoco di
punto. La lente obiettivo o specchio è a sinistra, la direzione fuori-fuoco è
a destra (per una spiegazione di etichettatura, vedere l'Appendice D). Fatta eccezione per
la
attività posto lungo l'asse, guardando come perle di una collana, l'out-of-focus
profilo è quasi liscia e poco interessante. In 10-14b, stiamo guardando il
stessa situazione con una ostruzione 33%. L'apertura è altrimenti perfetto, e
questa situazione è simmetrica.
In coni scuri che emergono dal centro, l'ombra della diagonale sembra
di rompere l'immagine sfocata di una stretta distanza finita su entrambi i lati di
Messa a fuoco. Dal momento che l'immagine è piuttosto piccola, il punto luminoso al
centro ritarda la
aspetto della ostruzione centrale fino aberrazione defocalizzazione è vicino a
Due lunghezze d'onda su entrambi i lati. (Vedere il Capitolo 5 per la conversione di
sfocatura
aberrazione al movimento focheggiatore.) L'oculare deve essere spostato un po 'più fino
il punto è chiaramente definito. Tuttavia, si noti che i punti di breakout per un
specchio perfetto sono equilibrati, sono alla stessa distanza su entrambi i lati del fuoco.
Che cosa succede quando si aggiunge un po 'di sottocorrezione al ostruito
apertura? La risposta è mostrato dalla Fig. 10-15.
Il primo punto di interesse è che il punto migliore messa a fuoco scorre leggermente in
avanti
con sottocorrezione progressivamente peggiorando. L'aberrazione è stato inserito come
Polinomio di Zernike, ma queste funzioni hanno un leggero spostamento punto di
riferimento per
ostruito aperture.
La particolarità successiva è la piccola dimensione del disco all'interno fuoco rispetto
che dell'esterno. Questa condizione è causata in parte dal fuoco ostruzione
spostare, ma è evidente in Fig. 10-12 di sopra, che è stato corretto per
questo cambiamento. No unico punto focale esiste per il fronte d'onda aberrato. Approaching messa a fuoco, il fronte d'onda deve fibbia e cambiare forma, che si manifesta
stesso in queste diverse dimensioni.
Risparmio energetico svolge anche un ruolo. Nelle figure fetta longitudinali, una
linea verticale non si può trarre che non intercettare una regione illuminata. Il
intensità non è mai consentito per spegnersi automaticamente in tutto il mondo in un
piano a fette.
Pagina 206
188
Capitolo 10. Aberrazione sferica
a) modello perfetto fetta libero
32
b) SA = 0 ostruzione = 33%
Page 6
8
8
Fig. 10-14. Una fetta longitudinale attraverso il fuoco a) una apertura circolare senza
ostacoli,
b) il 33%
ostruito apertura. Né modello ha nessuna aberrazione associato. La fetta si presenta
tratto da
defocalizzazione aberrazione di -8 lunghezze d'onda a 8 lunghezze d'onda. L'angolo
angolo di
32λf / D
corrisponde al ray-tracing bordo dell'ombra geometrica ± 8 lunghezze d'onda
sfocatura. Così, la
quadro è stato spremuto fino a quando non assomiglia il cono di un sistema di f / 1.
Infatti, se molto attentamente tenere traccia del totale di energia in qualsiasi valore di
defocus, abbiamo
scoprire che sia la stessa energia totale che passa attraverso l'apertura. I Gnarls
e nodi sono solo un accordo. Un aspetto di un anello luminoso si contrappone
un anello scuro mostrando in altre parti del piano di fette.
I coni scuri dell'ombra secondaria non sono più a parità di offset in
presenza di correzione di errore. Questo è reso più chiaro nel bastone figure disegno di
Fig. 10
16. Nel
1
/4
Lunghezza d'onda diagramma, l'ostruzione non si mostra fino a che non è
circa due volte più lontano dalla migliore messa a fuoco.
Due effetti stanno cospirando per compensare il secondario-ombra punto di rottura. Uno
e
il raggruppamento di energia intorno al bordo della forma di corno
Page 207
10,5. Correzione degli errori (di ordine inferiore Aberrazione sferica)
189
-8
Fig. 10-15: aperture 33% ostacolato mostrano le distanze diverse della comparsa di
il
ombra secondaria dal centro del disco di diffrazione. Correzione degli errori è a) 1
/ 8 lunghezza d'onda,
b) 1
/ 4 di lunghezza d'onda, e c) 1
/ 4 di lunghezza d'onda (tutto undercorrected).
Pagina 208
190
Capitolo 10. Aberrazione sferica
a) SA = -1 / 8 d'onda
Page 7
b) SA = -1 / 4 d'onda
c) SA = -1 / 2 lunghezza d'onda
Fig. 10-16. Diagrammi di disegno comportamento generale di fig. 10-15. La distanza di
ricomparsa della
ombra secondaria è significativamente diversa in caso di errore correzione supera
1
/ 4 di lunghezza d'onda.
caustica su un lato del fuoco. Questo scavo feroce di energia dal centro
permette l'ombra secondaria ad esplodere in modo più rapido. L'altro effetto è
il pile-up di energia verso il boccaglio del corno sul lato
Messa a fuoco. Questa intensità riempie all'ombra secondaria e ritarda la ricomparsa.
Non fino a quando l'oculare è stato spostato ben oltre la regione è la caustica
ombra secondaria permesso di colpire libero.
Un criterio può essere definito per ordine inferiore aberrazione sferica. Ci Sarà,
richiesta che il rapporto delle distanze breakout essere non più di 2:1 o 3:1. Di
Naturalmente, la valutazione deve essere eseguita su un diaframma 33% ostruito. This
test è diverso da quello descritto da Ellison. Egli defocused distanze uguali
e confrontato le dimensioni delle ombre. Qui, si stima il relativo
distanze su entrambi i lati del fuoco che l'ombra mostra saldamente.
Tale criterio sarebbe estremamente debole se fosse basata solo su un
singola trama teorica. Proviene da una lunga esperienza con star-test telescopi per i quali altri test erano stati effettuati. Questa tolleranza non è
Pagina 209
10,6. Test per la correzione
191
assoluta con qualsiasi mezzo. La ricomparsa dell'ombra può dipendere dal
luminosità della stella, il vedere, e l'aggiunta di altre aberrazioni. Il
tester deve tener conto del comportamento generale prestazioni del telescopio
prima di respingere che per fallimento del "2:1 test" da solo. Tuttavia, ho visto
niente specchio con
1
/4
Lunghezza d'onda di correzione di errore (come determinato dal zonale
Foucault prova) dare un rapporto inferiore.
10,6 Test per la correzione
Il test del rapporto 02:01 è utile per altri telescopi riflettori oltre. Il
telescopio deve essere ostacolato anche non ha secondaria naturale. Rifrattori può
essere artificialmente ostruita da centrare un pezzo di carta sopra il telescopio
apertura.
Leggere l'offset, tuttavia, non è affatto un processo ben controllata. Se l '
ostruzione è 25%, il cutoff scivola fino a circa 3:1. Poiché la maggior parte newtoniano
riflettori sono ostruzioni di meno del 33%, questo test può essere standardizzata con
fare una maschera più grande di allegare al retro del ragno. Naturalmente, il nativo
ostruzione più Schmidt-Cassegrain è molto vicino al 33% già.
Page 8
Inoltre, trovare i punti di rottura di ombra ostruzione è molto più
processo semplice a medio e alto rapporto focale telescopi. E Molto
più facili da leggere su telescopi con rapporti focali superiori a f / 8. La difficoltà di
fare questa stima più veloci strumenti è aggravata dal pignone e cremagliera
focheggiatori e la profondità di messa a fuoco piccolo.
Questa procedura sembra funzionare bene in luce bianca, perché avere un multiplicity dei colori tende a lavare i minimi nei pressi di diffrazione
anelli, o almeno rendere meno distintivo. Il secondario appare in tutta la
colori, ma dettagli nel disco dal colore. A meno che non si sta testando un
rifrattore, provare a rimuovere il filtro di colore per verificare la dimensione dello spot.
La fonte non dovrebbe essere troppo luminoso. Dal momento che si sta controllando la
chiusura dell'immagine
per mettere a fuoco, l'esame di una stella luminosa potrebbe sopraffare l'occhio e fare
vedere
dettagli difficili al centro dell'immagine. Se stai facendo il test con un
sorgente artificiale, si consiglia di mettere l'illuminatore ad una distanza maggiore,
utilizzare
un riflettore più piccolo, o utilizzare un filtro a densità neutra oculare. Se il telescopio
sembra avere un insolitamente elevato per la distanza, prova di nuovo con una stella
dimmer.
Il comportamento di un colore è mostrato in fig. 10-17. I diagrammi vanno da
leggermente all'interno concentrarsi in alto a sinistra un po 'più a fuoco fuori in basso a
Destra. Tenete a mente che questo diagramma è riprodotto qui a una troppo grande
ingrandimento. Se avete difficoltà a vedere dove l'ombra in modo permanente
e riappare con forza in fig. 10-17, posizionare la pagina a una certa distanza. Potrai
scoprire che l'ombra non è realmente visibili se non ben oltre la messa a fuoco.
Pagina 210
192
Capitolo 10. Aberrazione sferica
L'ombra sembra avere depressioni centrali equivalenti a circa -1,5 e
3,75 aberrazione sfocamento.
3,75 rispetto a 1,5 sembra essere un po 'più della stima di 2:1. mamma
Ricordiamo che questo punto di transizione è un ruvido. Molti sono stati compromessi
realizzato nel generare questi motivi delle immagini su carta. Il Più Importante
approssimazione è che le cifre non sono auto-luminoso. Immagine assoluta
luminosità e contrasto sono stati anche permesso di scorrere in modo che possano essere
stampata su un supporto con limitata gamma dinamica.
Un effetto supplementare di defocused aberrazione sferica è dimostrato in
Fig. 10-17. Come si defocus verso la campana del caustico (messa a fuoco interno per
sottocorrezione), l'ombra scoppia improvvisamente e in modo pulito. Dall'altro
lato, l'ombra appare dapprima come una depressione morbida centrale o un ombelico. Il
uncurls ombra secondarie o fiori come appare. Il punto di indubbia
aspetto è meno nitido, ma è ancora sensibilmente diversa rispetto al lato opposto.
A causa di questa incertezza, il metodo non viene suggerito come misura
tecnica. E 'solo un modo di rilevare quantità inusuale di correzione degli errori
che potrebbe paralizzare il vostro telescopio. Il punto in cui si dovrebbe diventare
preoccupato per la correzione del telescopio è quando il rapporto supera 3:1,
ma non è possibile utilizzare questo metodo per misurare il rapporto aberrazione sferica
con precisione.
Page 9
Se un telescopio altrimenti buona sta fallendo questo test, si potrebbe avere un
interferendo aberrazione di tipo diverso. Se si sospetta che la posizione del
ombra breakout ti dà la risposta sbagliata, passare ad un contratto a distanza
modello di confronto (come in Fig. 10-13) cercando il valore del defocus in
Tabella 5-1. Fare attenzione di avvertimento Ellison. Lasciate raffreddare l'ottica
Completamente. Pyrex è un materiale migliore di vetro piatto, ma la sua forma non è
completamente indipendente della variazione di temperatura.
10,7 Higher-Order Aberrazione sferica
A volte l''
6
il coefficiente è stato trascurato o non corretta. Nella maggior parte dei teleambiti, questa aberrazione fa poca differenza, ma può essere un problema per alcuni
strumenti insoliti.
Per esempio, la forma di una piastra Schmidt correttore è simile alla quarta
curva di ordine in Eq. 10.3 con una diversa quantità di ρ
2
abilmente scelto
minimizzare il potenziale aberrazione cromatica. Il primario veloce sferica produce
una funzione di aberrazione, con molti termini per l'espansione in Eq. 10,2, ma l'
lastra correttrice è in grado di correggere facilmente questi termini solo al quarto posto
Ordine. Un valore basso di ordine sesto aberrazione può rimanere non corretta. Vario
Le lenti possono anche aggiungere quantità insignificanti di aberrazione "secondario"
sferico
di sesto ordine sul fronte d'onda (Kingslake
Pagina 211
10.7. Higher-Order Aberrazione sferica
193
Fig. 10-17. Defocused immagini stellari di un'apertura del 33% ostruito con lunghezza
d'onda di ¼
sotto corretta
ione. Ogni frame viene ingrandita in modo che il profilo geometrica perfetta è la stessa
dimensione
fotogramma con etichetta.
Così, il bordo è a 10 unità di angolo per due lunghezze d'onda di defocalizzazione, 20
unità per 4
lunghezze d'onda, ecc
La parte inferiore di ciascuna casella è contrassegnata con il aberrazione
defocalizzazione in lunghezze d'onda.
Pagina 212
194
Capitolo 10. Aberrazione sferica
1978, p. 114).
Di ordine superiore aberrazione sferica può essere tranquillamente trascurato nella
maggior parte inSTRUMENTI. Tuttavia, in alcuni ultra-veloce catadioptrics o complicato
disegni rifrattori, non dovreste essere sorpresi di vedere piccole quantità di
aberrazione descritto nella sezione successiva.
10.7.1
Star-test modelli di Higher-Order Aberrazione sferica
Page 10
Un A '
6
coefficiente in Eq. 10,3 rese gli schemi di fig. 10-18. Come un
quarto ordine correzione di errore, un A '
6
con i risultati segno opposto in questi
pattern viene invertito in direzione fuoco.
L'errore sembra peggio nel test stella che si comporta nell'immagine. La
ridurre il rapporto di Strehl allo stesso valore di 0,8 che possiede per
1
/ 4 di Lunghezza d'onda
di ordine inferiore aberrazione sferica, A '
6
dovrebbe essere aumentata a circa 0,4
Lunghezza d'onda.
La descrizione di ordine superiore caustica come un corno tirato indietro della metà
attraverso se stesso contribuisce a spiegare questi modelli complicati. La correzione di
errore
stella-test i modelli apparsi in precedenza nel capitolo è passata da un esterno luminoso
anello su un lato di messa a fuoco per un nucleo sfocata luminoso sull'altro lato. Qui l '
Fuzzy nucleo luminoso appare sullo stesso lato del fuoco come un foro al centro (Fig.
10-18, -3 lunghezze d'onda sfocata).
Per questo motivo, di ordine elevato dell'aberrazione sferica potrebbe essere denominato
"anello
aberrazione. "Essa porta più di una vaga somiglianza con i difetti zonali
di cui al capitolo 11. Infatti, questa aberrazione può essere visto come il più ampio
delle aberrazioni zonali.
Naturalmente, l'aberrazione sferica di ordine superiore è raramente visto in modo chiaro
idenforma valutabile. Come aberrazione residua in un telescopio normale, la sua ampiezza è
Molto bassa. Questa aberrazione è di solito sommersi da altri effetti. Ho visto un
piccola quantità in una sola Schmidt-Cassegrain, dove un'ombra scura secondaria
è stato accoppiato con diminuzione luminosità verso il bordo della out-of-focus
diffrazione disco. L'altro lato del fuoco rivelato il comportamento opposto, con
luce ombra secondaria e un anello forte esterno che mostra contemporaneamente. Il
unico motivo per cui era in grado di vedere in modo inequivocabile questa aberrazione
piccolo era
la quasi totale assenza di correzione degli errori semplice in una delle migliori
buono strumento.
10.7.2
Filtraggio di Higher-Order Aberrazione sferica
Il grafico filtro per ordine superiore aberrazione sferica appare in fig. 10-19.
Chiaramente,
1
/ 4 di lunghezza d'onda di aberrazione da non compromettere seriamente l'ottica. Non
fino a quando l'aberrazione è stata aumentata a 0,4 lunghezze d'onda fa il danno
diventano considerevoli. La parte peggiore del calo si verifica a
Pagina 213
Page 11
10.7. Higher-Order Aberrazione sferica
195
Fig. 10-18. Star-test di modelli per
1
/ 5 lunghezza d'onda di ordine superiore aberrazione sferica migliore messa a fuoco.
L'ostruzione è del 33%.
Pagina 214
196
Capitolo 10. Aberrazione sferica
Fig. 10-19. Curve MTF causati da 0,25 e 0,4 lunghezza d'onda di ordine superiore
sferica
aberrazione.
una frequenza più bassa spaziale di quanto abbia fatto in fig. 10-5 per ordine inferiore
sferica
aberrazione. In questo caso la caduta avviene a circa 20% del massimo spaziale
frequenza invece del 35%. Ricordando che la risoluzione massima di 200 mm
apertura è di circa 0,6 cicli / secondo d'arco, questo sistema aberrato superficie
trasferimenti
dettagli separati da meno di 3 secondi d'arco con un contrasto ridotto.
Quando il "gomito" della curva MTF appare più a sinistra, è segno
di un aspetto più ondulato della funzione di aberrazione. La superficie di errore
diventa più localizzata. Poiché l'errore ottico diventa più piccolo e passa attraverso
wiggles più, il corrispondente sistema multilaterale di negoziazione presenta un calo più
marcato in basso
frequenze spaziali. Come gli errori ottici diventano più localizzata, i sistemi multilaterali
di negoziazione a
alte frequenze spaziali sono anche ridotti ma non oscillano molto. Il
danno è già fatto a basse frequenze spaziali. Tuttavia, dovrebbe essere
sottolineato che puro ordine superiore aberrazione sferica di questa portata è
improbabile che problemi ordinari strumenti. Se le ottiche sono fabbricati male, il
maggior parte della aberrazione è di solito espressa in modo semplice quarto ordine di
correzione
Errore.
10.8 A Compact, Standard uniformi per la qualità ottica
Produttori di telescopio consumatori e osservatori sia tendono a dividere l'aberrazione
e ostruzione in compartimenti separati, trattando i due come incomparabile
Fenomeni. Tuttavia, un unico standard può essere facilmente definita
Pagina 215
10,8. Un compatto, standard uniformi per la qualità ottica
197
per coprire entrambi. Essa è basata sul rapporto di energia circondata (o EER (θ)). Il
rapporto energetico circondata dà un modo di confrontare questi due degradazioni su una
piano di parità.
Ecco il modo in cui sono calcolati tali rapporti: In primo luogo, troviamo la frazione di
energia da una sorgente puntiforme viene focalizzata dal telescopio imperfetta su un
piccolo cerchio
specificato di raggio angolare nel piano focale. Questo numero viene poi diviso per
la frazione stesso per una perfetta, apertura bloccata dello stesso diametro. Per
esempio, un telescopio moderatamente libera che ha anche una quantità insignificante di
aberrazione sferica circonda 72% della sua energia a un certo angolo e una perfetta
Page 12
apertura racchiude 84% al raggio angolare. Il rapporto energia circondata
sarebbe allora
72
/ 84 = 0,86 a tale angolo.
Si prega di notare che tutti questi rapporti vanno all'unità come raggio tende a
infinito. ESSI
sono corrette per qualsiasi semplice oscuramento dell'apertura da uno specchio
secondario o
apodizzazione. La degradazione dell'immagine causata dalla diffrazione è più
pertinente di una perdita di trasmissione semplice (ricordate il paradosso di estinzione
van de Hulst). Circa la metà della diminuzione dell'intensità centrale è causato da
semplice regolazione (luce che colpisce la parte posteriore del secondario), e mezzo è
causata da
gli effetti dannosi di diffrazione. Punire un telescopio per un effetto che fa
non aumenta il punto di diffusione non è giusto, quindi è normalizzata fuori. Inoltre, se
si
accingiamo a parlare della trasmissione in assoluto, anche noi dobbiamo conoscere i
dettagli della
rivestimenti e riflessioni interne. Questi sono noti nel caso generale, così
contabile per dimming causato dal secondario è un trattamento incompleto.
I rapporti energetici cerchiati che appaiono nelle figure. 9-1 e 10-6 sono completi
curva. Per un singolo numero che rappresenta un criterio di qualità, uno ha bisogno di
. prendere la EER (θ) il valore ad un determinato valore di θ La domanda sorge
spontanea: quale angolo
è il migliore?
Purtroppo, nessuno angolo è l'ultima parola sulla qualità ottica. Potremmo
scegliere un angolo (o un cerchio) molto vicino al centro dell'immagine, o EER (θ → 0).
Questo numero è vicino al rapporto luminosità normalizzato al centro del
diffrazione disco. In realtà, è identico al rapporto di Strehl in libera
apertura. EER presa vicino al centro dell'immagine, tuttavia, sembra eccessivamente
tollerante di ostruzione, come Fig. 9-1 dimostra. EER (θ → 0) non immergere
al di sotto di 0.8-il punto di taglio di buona qualità ottica in Strehl rapporto, fino a
quando
ostruzione è superiore al 45%. Si potrebbe anche definire il fattore di qualità come EER
entro un cerchio di raggio θ = 1,22 λ / D (Eq. 1.1), o il bordo della Airy
diffrazione disco. Fig. 9-1 mostra che i valori di EER (1.22) Sag notevolmente,
e hanno anche iniziato a salire.
Un po 'arbitrariamente, questo libro utilizza un raggio angolare di θ = λ / D, o il
spaziatura angolare dove la MTF va sempre a zero. Questo angolo è l'
vantaggio pratico di cattura ostruito aperture nei loro punti bassi in Fig.
9-1 e ha il vantaggio di essere sempre filosofica relativa a
Pagina 216
198
Capitolo 10. Aberrazione sferica
la frequenza spaziale massima del grafico MTF. Questo rapporto sarà chiamato
EER (l). In Fig. D-2, si può vedere il bordo del telaio è ad un angolo di 1.22λ / D.
Così un cerchio disegnato qui sarebbe seduto nel buio tra gli anelli. Il
spazio integrato di EER (l) è leggermente all'interno del bordo luminoso del disco.
EER (l) di aperture di miscelare i due problemi ottici di ostruzione e
di ordine inferiore (Zernike) aberrazione sferica sono stati raccolti nella tabella
10-1. Vediamo un comportamento molto simile al rapporto di Strehl in cima ostruita
Page 13
riga. Un quarto d'onda di aberrazione sferica risulta ancora in una degradazione
di EER (l) a 0,8. È il secondo asse che è più interessante, tuttavia. Ì
possibile confrontare il rapporto di perdita di energia circondata ostruito, ma
aperture altrimenti perfetto. EER (l) = 0,8 per ostruzioni poco meno del 33%
del diametro completo.
Si noti che l'ostruzione non sempre ridurre la qualità. Il caso di ½ la correzione degli errori di lunghezza d'onda mostra una curiosa inversione, con
l'aumento della
ostruzione che serve per coprire i poveri capire.
Tabella 10-1
EER (l) per le aperture con
di ordine inferiore aberrazione sferica.
Wavefront è riorientato.
Ostruzione è frazione del diametro coperto.
Peak-to-valley correzione er o
r
in apertura libera
0
1/8λ 1/6λ 1/5λ 1/4λ 1/3λ 1/2λ
Ostruzione
0,00
1,00 0,95 0,91 0,87 0,80 0,67 0,39
0,15
0,95 0,91 0,87 0,84 0,78 0,66 0,41
0,20
0,92 0,88 0,84 0,81 0,76 0,65 0,42
0,25
0,88 0,84 0,81 0,78 0,74 0,64 0,43
0,30
0,82 0,79 0,77 0,75 0,71 0,63 0,44
0,33
0,79 0,76 0,74 0,72 0,69 0,61 0,44
0,40
0,71 0,69 0,68 0,66 0,63 0,58 0,45
0,50
0,58 0,57 0,56 0,56 0,54 0,51 0,44
La mia esperienza personale con un gran numero di telescopi con vari
quantità di correzione di errore suggerisce i seguenti rating empirici. Queste
tagli sono necessariamente vago, e il punto "buono" è deliberatamente scelto di
corrispondere al rapporto Strehl (cioè, 0,8), dove ottiche sono convenzionalmente
chiamati
"Diffrazione limitata."
1. 0,88 1,00 eccellente perfetto
2. 0,80-0,88 buona a eccellente
3. Scarsa a buona 0,70-0,80
Gli unici strumenti accettabili con EER (l) sotto 0,70 arco speciale
telescopi scopo, come astrocameras o più ricco di campo telescopi. No
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Pagina 217
10.9. Errori tollerabili
199
strumento avente
1
/ 3 lunghezza d'onda di correzione degli errori, anche se libera,
arriva fino a questo standard minimo. Nessuna apertura con un ostacolo leggermente
più del 40%, anche se perfettamente capito, incontra mai.
10,9 tolleranze
Tutti i telescopi sono realizzati con qualche aberrazione sferica. La perfetta
Paraboloide newtoniano, per esempio, è un obiettivo irraggiungibile tra un infinito
numero di sferoidi prolate e iperboloidi. La questione è se la
telescopio soffre sotto il carico. Una volta EER (l) è superiore a 0,88 o giù di lì, sferica
aberrazione è soddisfacentemente piccolo e l'ottica potrebbe giustamente essere
chiamato
"Perfetto".
Abbiamo visto nel capitolo 3 come funzioni di trasferimento di modulazione impilati
indiindividualmente. La maggior parte dei telescopi ostruiti sono sull'orlo già. Prende
molto poco per spingerli oltre. In tale logica, dovremmo essere insofferente di ogni
la correzione degli errori, ma questo atteggiamento non è realistico.
Ottica telescopio commerciali sono sempre stati corretti con una tolleranza di
circa 1/4 di lunghezza d'onda. Il modo in cui è riportata la precisione è cambiato, ma
responsabili commerciali telescopio ancora fabbricare lo stesso
1
/ 4-lunghezza d'onda ottica
hanno sempre fatto.
Facciamo riconoscere un semplice fatto. Fare obiettivi una maggiore accuratezza rispetto
1
/4lunghezza d'onda è costoso. La scala di prezzo con qualità simile al
scala di prezzo con diametro. Miglioramenti incrementali di precisione della superficie
costano molto di più, perché stiamo pagando non per il vetro, ma per di ottica
tempo prezioso. Nel bene e nel male (di solito peggio), acquirenti uso prezzo come un
forte
Il fattore decisivo.
E 'più precisione davvero bisogno? Nei test informali, un telescopio con un
1
/4lunghezza d'onda di correzione di errore è stato trovato difficile distinguere da una molto
buon telescopio a meno che vedere è eccellente e l'osservatore è abile (Ceravolo
et dl 1992. vedi anche capitolo 15). Per la maggior parte delle persone che osservano
sotto la media
cielo, un
1
/ 4 di lunghezza d'onda di correzione di errore rappresenta un compromesso accettabile
tra qualità e il prezzo di ottica.
Nella sezione precedente, abbiamo definito le aperture con l'energia circondato
rapporti superiori a 0,88 come eccellente. Vediamo questa designazione si applica solo
al
Page 15
nell'angolo superiore sinistro della Tabella 10-1, cioè, ad ostruzioni meno di circa 25% o
correzione errori inferiori
1
/ 5 lunghezza d'onda. Si noti che il 25% ostruito
diaframma con solo
1
/ 6 lunghezza d'onda di correzione degli errori è ancora "buono" a 0,81, ma
che una apertura 15% ostruita con
1
/ 4 di lunghezza d'onda di errore è inferiore al valore soglia
a 0,78. La lezione è chiara. Accurate capire permette al telescopio di allontanarsi
con altre difficoltà.
Personalmente, trovo le immagini di ottica che si spinse contro di Rayleigh
limitare un po 'troppo morbido. Tuttavia, dei telescopi che ho provato, la maggior parte
dei
Pagina 218
200
Capitolo 10. Aberrazione sferica
loro che, ovviamente, non ha svolto bene il cielo sono stati molto peggio di
Limite di Rayleigh. Un quarto d'onda di correzione di errore è appena accettabile se
è l'unico problema significativo. Con un'ostruzione ragionevole 25%, tale
apertura ha EER (l) = 0,74, e ha una funzione di trasferimento meglio di un perfetto,
apertura libera
1
/2
1
/ 3 della sua dimensione. Anche con problemi ottici di questo
magnitudine, un 6 pollici riflettore f / 8 è almeno buono come un 3 perfetto per 4 pollici
rifrattore apocromatico. Ad alcune frequenze spaziali, è meglio.
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Capitolo 11
Zone circolari e bordi ripiegati
Questo capitolo descrive i difetti zonali e un tipo comune di errore zonale, una
si voltò bordo. Si farà quattro punti principali:
1. Sugli specchi di dimensione amatoriale, le zone interne sono raramente abbastanza
grandi da
essere fastidioso.
2. Difetti zonale può essere rilevato da defocalizzazione una quantità maggiore di quello
Solito.
3. Bordo tornito è un problema persistente che i rendimenti contrasta peggio
l'apertura più piccola all'interno dell'anello acceso.
4. Restringi bordi ripiegati possono essere trattati mediante adesivo o dipingere il bordo.
11,1 cause dei difetti zonali
Le zone sono lievi ondulazioni circolari sulla superficie lucida del vetro.
L'uso improprio di materiali lucidatura veloci può portare a zone in ottica
Page 16
Elementi. Per esempio, il giro è tipicamente premuta contro il pezzo ottico
ottenere l'uniformità dell'azione di lucidatura. Se si preme troppo poco viene fatto, o se
parte
degli strapiombi sul giro durante la pressatura, le sezioni della lucidatrice può guidare la
pezzo ottico con una pressione maggiore rispetto al resto. Perché il giro e la corsa
direzione di ruotare rispetto allo specchio, questa pressione irregolare scava una trincea
intorno a una determinata distanza dello specchio. Molti altri meccanismi possono anche
derivare
in difetti zonali. Quando troppo breve un tratto viene utilizzato, una buona media
statistica dei
le due superfici non avviene. Channeling un giro con un modello centrato
risulta spesso in una profusione di anelli sottili. Se un pezzo del passo fragile
interrompe e viene intrappolata sotto il resto del giro, sarà arare un solco nel
lo specchio durante i prossimi minuti fino a quando il pezzo è costretto a tornare nel
giro.
201
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