Astronomija

Povezava med kotno ločljivostjo in zaslonko?

Povezava med kotno ločljivostjo in zaslonko?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Kotno ločljivost teleskopa določa $ frac {1,22 lambda} {D} $.

To bi moralo pomeniti, da manjša kot je odprtina D, večja je kotna ločljivost. A ravno nasprotno - zakaj?


Del zmede izhaja iz uporabljenih besed. "višja" ločljivost ne pomeni boljše, to pomeni, da je mogoče razrešiti samo večje predmete; vendar želimo biti sposobni razrešiti majhne predmete, na primer kotno razdaljo med parom dvojnih zvezd. Tako majhna je v tej situaciji boljša.


Kotna ločljivost vam pove le, da lahko ločite ("razrešite") dve ločeni svetlobni točki. Na primer vaša sposobnost razlikovanja dveh različnih žarometov na avtomobilu od ene same luči v daljavi.

Kotni povečava nima nobene zveze z kotno ločljivostjo: določa se goriščnica vašega primarnega in objektivnega ter okularja, če je primerno.


Vaša formula je pravilna. V odsotnosti instrumentalnih učinkov ali zameglitve ozračja daje (približno) minimum kotna ločitev med dvema predmetoma, ki ju je mogoče razrešiti. Večji kot je, še huje vaš teleskop je. Želite, da bo ločljivost majhna.


Velikost slikovnih pik in ločljivost fotoaparata Učne opombe

Piksel je del senzorja, ki zbira fotone tako jih je mogoče pretvoriti v fotoelektrone. Več slikovnih pik pokriva površina senzorja tako da število zaznanih fotonov in lokacijo teh fotonov je mogoče določiti.

Piksli so različnih velikosti, vsaka ima svoje prednosti in slabosti. Večje slikovne pike so sposobni zbrati več fotonov , zaradi njihovega povečanja površine. To omogoča pretvorbo več fotonov v fotoelektrone, povečanje občutljivosti senzorja. Vendar je to za ceno rešitve.

Manjše slikovne pike lahko zagotovijo višja prostorska ločljivost ampak zajemite manj fotonov na slikovno piko . Da bi to poskusili premagati, lahko senzorje osvetlimo nazaj, da povečamo količino svetlobe, ki jo zajame in pretvori vsak piksel.

The velikost slikovne pike določa tudi splošno velikost senzorja . Na primer senzor z 1024 x 1024 slikovnimi pikami, vsak s površino 169 μm 2, povzroči senzor velikosti 13,3 x 13,3 mm. Kljub temu pa senzor z enakim številom pik, zdaj s površino 42,25 μm 2, povzroči senzor velikosti 6,7 x 6,7 mm.

Ločljivost kamere

Ločljivost kamere je zmožnost slikovne naprave rešiti dve točki, ki sta si blizu . Višja kot je ločljivost, manjša podrobnost ki jih je mogoče rešiti iz predmeta. Na to vplivajo velikost slikovnih pik, povečava, optika fotoaparata in meja Nyquista. Ločljivost kamere lahko določimo z enačbo:

Kjer 2.3 kompenzira Meja Nyquista . Ta meja je določena z Rayleighovo merilo vzorca. Rayleighovo merilo je določeno s tem, ali lahko dva sosednja Airy diska (osrednja svetla točka difrakcijskega vzorca od svetlobnega vira) ugleden med seboj določanje najmanjše točke, ki jo je mogoče razrešiti (kot je prikazano na sliki 1).

Slika 1: Levo: Dva sosednja diska Airy, ki ju je mogoče ločiti. Prav: Dva sosednja diska Airy, ki ju ni mogoče ločiti, saj sta pod Rayleighjevim merilom.

Nyquistova meja določa, ali lahko senzor razlikuje med njimi dva sosednja predmeta . Če je razdalja med dvema predmetoma večje senzorja lahko preseže mejo Nyquista ali to mejo preseže za najmanj 2-krat razlikovati med obema predmetoma . Omejitev Nyquista določa prostorska frekvenca (število svetlih pik znotraj določene razdalje) predmeta, ki ga želite posneti.

Na primer, če poskušate izmeriti nekaj svetlih točk, ki so α nm narazen , boste morali izmeriti vsaj vsak nm za zajem prostorske frekvence (tj. razrešite svetle točke). Ta prostorska frekvenca omogoča vrzeli med svetlimi točkami zajeto kot črna slikovna pika (tj. slikovna pika brez signala). Če je razdalja med svetlimi pikami večje od velikosti slikovne pike črna slikovna pika ne bo zajeta, zato bodo svetle točke ni mogoče rešiti . Zaradi tega imajo manjše slikovne pike višjo ločljivost, kot je prikazano na sliki 2.

Slika 2: Shema, ki prikazuje, da mora biti med dvema predmetoma vsaj ena širina slikovnih pik, da se premaga meja Nyquista, kar omogoča razrešitev obeh objektov. Zato manjše slikovne pike zagotavljajo višjo ločljivost, saj lahko ločijo med manjšimi predmeti.

Ločljivost objektiva

Prav tako je pomembno upoštevati ločljivost objektiva kamere pri določanju celotne ločljivosti sistema. Zmožnost leče, da razreši predmet, je omejena z difrakcija . Ko svetloba, ki jo oddaja predmet, potuje skozi odprtino leče, ta difraktira in na sliki tvori difrakcijski vzorec (kot je prikazano na sliki 3A). To je znano kot Zračen vzorec in ima osrednjo točko, obdano s svetlimi obroči s temnejšimi predeli vmes (slika 3B). Osrednja svetla točka se imenuje Zračen disk , od katerih kotni polmer podaja:

Kjer je θ kotna ločljivost (radiani), λ je valovna dolžina svetlobe (m), D pa premer leče (m).

Dve različni točki na predmetu, ki je posnet, ustvarjata dva različna Airy vzorca . Če je kotna ločitev med obema točkama večje od kotnega polmera njunega zračnega diska, oba predmeta mogoče rešiti (Rayleighovo merilo) . Če je kotna ločitev manjši vendar sta dve ločeni točki na spajanje predmetov . To je razvidno iz slike 3C.

Slika 3: (A) Prikaz difrakcijskega vzorca, ki nastane, ko svetlobni vir prehaja skozi odprtino leče. (B) Primer Airyjevega vzorca, določenega z difrakcijo svetlobe skozi odprtino. (C) Na vrh: Dva sosednja Airy vzorca, ki ju je mogoče ločiti zaradi ločevanja diskov Airy. Sredina: Dva združljiva diska Airy, ki preprečujeta njihovo razlikovanje. Spodaj: Dva sosednja vzorca Airy sta se popolnoma združila.

Kotni polmer Airyjevega diska je določen z odprtino leče, zato je tudi premer odprtine leče določa ločljivost . Ker imata premer odprtine leče in kotni polmer Airyjevega diska obratno razmerje, imata večja odprtina manjši je kotni polmer . To pomeni, da večja odprtina povzroči višja ločljivost objektiva saj lahko razdalja med manjšimi detajli ostane večji od kotnega polmera diska Airy. Prav zaradi tega imajo astronomski teleskopi velike premere leč, da lahko razrešijo drobnejše podrobnosti zvezd.


Povezava med kotno ločljivostjo in zaslonko? - astronomija

Numerična odprtina mikroskopskega objektiva je merilo njegove sposobnosti zbiranja svetlobe in razločitve drobnih detajlov vzorca na določeni razdalji predmeta. Svetlobni valovi, ki tvorijo podobo, preidejo skozi vzorec in vstopijo v cilj v obrnjenem stožcu, kot je prikazano na sliki 1. Vzdolžni rez tega stožca svetlobe prikazuje kotno odprtino, vrednost, ki je določena z goriščno razdaljo cilja.

Kot m je polovica kotne odprtine (A) in je povezan z numerično odprtino skozi naslednjo enačbo:

Numerična odprtina (NA) = n (sin m)

kjer je n lomni količnik slikovnega medija med sprednjo lečo objektiva in pokrovnim steklom vzorca, vrednost, ki se giblje od 1,00 za zrak do 1,51 za specializirana potopna olja. Številni avtorji v enačbi numerične zaslonke zamenjajo spremenljivko a za m. Iz te enačbe je razvidno, da kadar je slikovni medij zrak (z lomnim količnikom n = 1,0), je numerična odprtina odvisna samo od kota m, katerega največja vrednost je 90 . Greh kota m ima zato največjo vrednost 1,0 (sin (90 ) = 1), kar je teoretična največja številčna odprtina leče, ki deluje kot zrak za slikovni medij (z uporabo "suhih" mikroskopskih objektivov) .

Interaktivna vadnica
Svetlobni stožci z numerično zaslonko Raziščite, kako se spreminja velikost in kotna odprtina svetlobnega stožca, ki ga zajame objektiv mikroskopa, z numerično zaslonko. Večje numerične odprtine omogočajo, da vedno bolj poševni žarki vstopajo v sprednjo lečo objektiva in ustvarjajo bolj ločljivo sliko.

V praksi pa je težko doseči numerične vrednosti zaslonke nad 0,95 s suhimi objektivi. Slika 2 prikazuje vrsto svetlobnih stožcev, ki izhajajo iz objektivov z različno goriščno razdaljo in numerično zaslonko. Ko se svetlobni stožci spreminjajo, se kot m poveča s 7 na sliki 2 (a) na 60 na sliki 2 (c), kar ima za posledico povečanje številske odprtine z 0,12 na 0,87, ki se približuje meji, ko je zrak slikanje srednje.

S preučitvijo enačbe numerične odprtine je očitno, da je lomni količnik omejevalni dejavnik pri doseganju numeričnih odprtin večjih od 1,0. Zato je treba, da dobimo večje delovne numerične odprtine, povečati lomni količnik medija med sprednjo lečo objektiva in vzorcem. Zdaj so na voljo mikroskopski objektivi, ki omogočajo slikanje v alternativnih medijih, kot so voda (lomni količnik = 1,33), glicerin (lomni količnik = 1,47) in potopno olje (lomni količnik = 1,51). Pri teh objektih je treba biti previden, da preprečimo neželene artefakte, ki se pojavijo, če se objektiv uporablja z drugim potopnim medijem, kot je bil zasnovan. Predlagamo, da mikroskopi nikoli ne uporabljajo ciljev, namenjenih za potapljanje olja bodisi z glicerinom bodisi z vodo, čeprav je bilo nedavno predstavljenih več novejših ciljev, ki bodo delovali na več medijih. Če imate kakršne koli dvome, se obrnite na proizvajalca.

Večina objektivov v območju povečave med 60x in 100x (in več) je zasnovana za uporabo s potopnim oljem. S preučitvijo zgornje enačbe numerične odprtine ugotovimo, da je najvišja teoretična številčna odprtina, ki jo lahko dobimo s potopnim oljem, 1,51 (če je sin (m) = 1). V praksi pa ima večina oljnih potopnih ciljev največjo numerično odprtino 1,4, najpogostejše numerične odprtine pa se gibljejo od 1,0 do 1,35.

Interaktivna vadnica
Potopno olje in numerična zaslonka Preučite, kako je lomni količnik slikovnega medija (zrak, olje, glicerin ali voda) ključnega pomena pri določanju delovne numerične odprtine mikroskopskega objektiva.

Obiskovalce vabimo, da raziščejo spremembe v numerični zaslonki s spremembami v m, z uporabo naše interaktivne vadnice, ki raziskuje, kako sta numerična zaslonka in povečava povezani z kotno odprtino objektiva.

Številčna odprtina objektiva je v določeni meri odvisna tudi od količine popravka optične aberacije. Visoko popravljeni objekti imajo ponavadi veliko večje numerične odprtine za posamezno povečavo, kot je prikazano v tabeli 1 spodaj. Če za primer vzamemo vrsto tipičnih 10-kratnih ciljev, vidimo, da za cilje načrta, popravljene z ravnim poljem, povečanje številske zaslonke ustreza popravku za kromatično in sferično aberacijo: načrt akromat, NA = 0,25 načrt fluorita, NA = 0,30 in načrt apokromat, NA = 0,45.

Objektivne numerične odprtine
Povečava Načrt Achromat
(NA)
Načrtujte fluorit
(NA)
Načrt Apochromat
(NA)
0,5x 0.025 n / a n / a
1x 0.04 n / a n / a
2x 0.06 n / a 0.10
4x 0.10 0.13 0.20
10x 0.25 0.30 0.45
20x 0.40 0.50 0.75
40x 0.65 0.75 0.95
40x (olje) n / a 1.30 1.00
60x 0.75 0.85 0.95
60x (olje) n / a n / a 1.40
100x (olje) 1.25 1.30 1.40
150x n / a n / a 0.90
Preglednica 1

Ta značilnost povečevanja številske zaslonke pri naraščajočem optičnem korekcijskem faktorju v vrsti objektivov s podobno povečavo velja v celotnem obsegu povečav, kot je prikazano v tabeli 1. Večina proizvajalcev si prizadeva zagotoviti, da imajo njihovi cilji največjo korekcijsko in numerično odprtino, kar je možno za vsak razred ciljev.

Ločljivost mikroskopskega objektiva je opredeljena kot najmanjša razdalja med dvema točkama na vzorcu, ki jo še vedno lahko ločimo kot dve ločeni entiteti. Ločljivost je v mikroskopiji nekoliko subjektivna vrednost, ker se pri veliki povečavi slika lahko zdi ostra, vendar je kljub temu razrešena do največje moči cilja. Numerična zaslonka določa ločljivost objektiva, vendar je celotna ločljivost mikroskopskega sistema odvisna tudi od numerične odprtine podfaze kondenzatorja. Večja kot je numerična odprtina celotnega sistema, boljša je ločljivost.

Pravilna poravnava optičnega sistema mikroskopa je prav tako izjemnega pomena za zagotovitev največje ločljivosti. Kondenzator podfaze mora biti prilagojen objektivu glede na numerično odprtino in nastavitev zaslonke zaslonke zaslonke za natančno oblikovanje svetlobnega stožca. Spekter valovne dolžine svetlobe, ki se uporablja za slikanje vzorca, je prav tako odločilni dejavnik pri ločljivosti. Krajše valovne dolžine so sposobne razrešiti podrobnosti v večji meri kot daljše valovne dolžine. Obstaja več enačb, ki so bile izpeljane za izražanje razmerja med numerično odprtino, valovno dolžino in ločljivostjo:

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

Kjer je R ločljivost (najmanjša razločljiva razdalja med dvema objektoma), je NA enaka numerični zaslonki, enaka valovni dolžini, NA (obj) enaka objektivni numerični zaslonki, NA (Cond) pa je numerična odprtina kondenzatorja. Upoštevajte, da se enačbi (1) in (2) razlikujeta s faktorjem množenja, ki je 0,5 za enačbo (1) in 0,61 za enačbo (2). Te enačbe temeljijo na številnih dejavnikih (vključno z različnimi teoretičnimi izračuni, ki so jih opravili optični fiziki) za upoštevanje vedenja objektivov in kondenzatorjev, zato jih ne bi smeli šteti za absolutno vrednost katerega koli splošnega fizičnega zakona. V nekaterih primerih, kot je konfokalna in fluorescenčna mikroskopija, lahko ločljivost dejansko preseže meje katere koli od teh treh enačb. Drugi dejavniki, kot sta majhen kontrast vzorca in neustrezna osvetlitev, lahko prispevajo k nižji ločljivosti in najpogosteje dejanski največji vrednosti R (približno 0,25 mm z valovno dolžino srednjega spektra 550 nanometrov) in številčno odprtino 1,35 do 1,40 v praksi niso realizirani. Tabela 2 prikazuje ločljivost seznama (R) in numerično zaslonko (NA) z objektivno povečavo in popravkom.

Ločljivost in numerična zaslonka glede na vrsto cilja
& nbsp Vrsta cilja
& nbsp Načrt Achromat Načrtujte fluorit Načrt Apochromat
Povečava N.A Resolucija
(& microm)
N.A Resolucija
(& microm)
N.A Resolucija
(& microm)
4x 0.10 2.75 0.13 2.12 0.20 1.375
10x 0.25 1.10 0.30 0.92 0.45 0.61
20x 0.40 0.69 0.50 0.55 0.75 0.37
40x 0.65 0.42 0.75 0.37 0.95 0.29
60x 0.75 0.37 0.85 0.32 0.95 0.29
100x 1.25 0.22 1.30 0.21 1.40 0.20
N.A. = Numerična zaslonka
Preglednica 2

Ko je mikroskop popolnoma poravnan in ima cilje primerno s podfazo kondenzatorja, lahko numerično odprtino cilja nadomestimo v enačbi (1) in (2), z dodanim rezultatom, ki ga enačba (3) zmanjša na enačbo (2). Pomembno je omeniti dejstvo, da povečava v nobeni od teh enačb ni dejavnik, ker ločljivost vzorca določata le številčna odprtina in valovna dolžina svetleče svetlobe. Kot smo že omenili (in je razvidno iz enačb), je valovna dolžina svetlobe pomemben dejavnik pri ločljivosti mikroskopa. Krajše valovne dolžine dajejo višjo ločljivost (nižje vrednosti za R) in obratno. Največjo ločljivost v optični mikroskopiji dosežemo s skoraj ultravijolično svetlobo, najkrajšo efektivno slikovno valovno dolžino. Skoraj ultravijolični svetlobi sledi modra, nato zelena in na koncu rdeča svetloba, da razreši podrobnosti vzorca. V večini primerov mikroskopi za osvetlitev vzorca uporabljajo belo svetlobo, ki jo ustvarja volframovo-halogenska žarnica. Spekter vidne svetlobe je osredotočen na približno 550 nanometrov, kar je prevladujoča valovna dolžina zelene svetlobe (naše oči so najbolj občutljive na zeleno svetlobo). Ta valovna dolžina je bila uporabljena za izračun vrednosti ločljivosti v tabeli 2. V teh enačbah je pomembna tudi vrednost numerične zaslonke, večje numerične odprtine pa bodo povzročile tudi večjo ločljivost, kot je razvidno iz tabele 2. Učinek valovne dolžine svetlobe na ločljivost pri fiksni numerični zaslonki (0,95) je navedena v tabeli 3.

Ločljivost glede na valovno dolžino
Valovna dolžina (nanometri) Ločljivost (mikrometri)
360 .19
400 .21
450 .24
500 .26
550 .29
600 .32
650 .34
700 .37
Preglednica 3

Ko svetloba z različnih točk vzorca prehaja skozi objektiv in se rekonstituira kot slika, se različne točke vzorca na sliki pojavijo kot majhni vzorci (ne točke), znani kot zračni vzorci. Ta pojav je posledica difrakcije ali sipanja svetlobe, ko prehaja skozi drobne dele in prostore v vzorcu in krožno zadnjo odprtino objektiva. Osrednji maksimum Airyjevih vzorcev pogosto imenujemo Airyjev disk, ki je opredeljen kot območje, zaprto s prvim minimumom Airyjevega vzorca, in vsebuje 84 odstotkov svetlobne energije. Ti Airy diski so sestavljeni iz majhnih koncentričnih svetlobnih in temnih krogov, kot je prikazano na sliki 3. Ta slika prikazuje Airy diske in njihove porazdelitve intenzivnosti v odvisnosti od ločevalne razdalje.

Slika 3 (a) prikazuje hipotetični Airyjev disk, ki je v bistvu sestavljen iz difrakcijskega vzorca, ki vsebuje osrednji maksimum (običajno imenovan maksimum ničlega reda), obdan s koncentričnimi 1., 2., 3. itd., Maksimuma zaporedja padajoče svetlosti, ki tvorijo porazdelitev intenzivnosti. Dva Airy diska in njihova porazdelitev jakosti na meji optične ločljivosti sta prikazana na sliki 3 (b). V tem delu slike ločitev med dvema diskoma presega polmer in sta ločljivi. Omejitev, pri kateri je mogoče dva diska Airy ločiti v ločene entitete, pogosto imenujemo Rayleighovo merilo. Slika 3 (c) prikazuje dva Airy diska in njihovo porazdelitev intenzitete v situaciji, ko je razdalja med središčema med maksimumoma ničlega reda manjša od širine teh maksimuma in oba diska po Rayleighovem merilu nista ločljiva .

Interaktivna vadnica Java
Airy Patterns in Rayleighovo merilo Odkrijte, kako se velikosti diskov Airy na meji optične ločljivosti spreminjajo glede na spremembo objektivne numerične zaslonke in valovne dolžine osvetlitve ter kako te spremembe vplivajo na ločljivost objektiva.

Manjši kot so Airyjevi diski, ki jih pri oblikovanju slike projicira objektiv, več detajlov vzorca je mogoče opaziti. Cilji višje korekcije (fluoriti in apokromati) proizvajajo manjše diske Airy kot cilji nižje korekcije. Na podoben način lahko objektivi z večjo numerično zaslonko proizvajajo tudi manjše diske Airy. To je glavni razlog, da lahko objektivi z visoko numerično zaslonko in popolno korekcijo za optično aberacijo ločijo natančnejše podrobnosti.

Slika 4 prikazuje učinek numerične zaslonke na velikost diskov Airy, posnetih z vrsto hipotetičnih objektivov z enako goriščno razdaljo, vendar z različnimi numeričnimi zaslonkami. Z majhnimi numeričnimi odprtinami je velikost diska Airy velika, kot prikazuje slika 4 (a). Ko pa se povečata numerična odprtina in kot svetlobnega stožca objektiva, se velikost Airyjevega diska zmanjša, kot je prikazano na sliki 4 (b) in sliki 4 (c). Nastala slika na nivoju okularne membrane je pravzaprav mozaik diskov Airy, ki jih zaznavamo kot svetlobo in temo. Kadar sta dva diska preblizu skupaj, tako da se njihova osrednja mesta znatno prekrivata, se dve podrobnosti, ki jih predstavljata ta prekrivajoča se diska, ne razrešijo ali ločijo in se tako pojavita kot eno, kot je prikazano zgoraj na sliki 3.

Interaktivna vadnica
Osnovni koncepti Airy Pattern Raziščite, kako se spreminja velikost Airy vzorca z objektivno numerično zaslonko in valovno dolžino osvetlitve. Vadnica tudi simulira pristop dveh zračnih vzorcev.

Pomemben koncept, ki ga je treba razumeti pri oblikovanju slike, je narava razpršenih svetlobnih žarkov, ki jih objektiv prestreže. Le v primerih, ko so zajeti višji (1., 2., 3. itd.) Uredi difraktiranega žarka, lahko interference delujejo za poustvarjanje slike v vmesni slikovni ravnini cilja. Ko so zajeti samo žarki ničlega reda, je skoraj nemogoče obnoviti prepoznavno sliko vzorca. Ko se žarkom prvega reda dodajo svetlobni žarki prvega reda, slika postane bolj skladna, vendar ji še vedno primanjkuje dovolj podrobnosti. Šele ko se rekombinirajo žarki višjega reda, bo slika predstavljala pravo arhitekturo vzorca. To je osnova za potrebo po velikih numeričnih odprtinah (in poznejših manjših diskih Airy) za doseganje slik visoke ločljivosti z optičnim mikroskopom.

Pri vsakodnevnih rutinskih opazovanjih večina mikroskopov s svojo opremo ne poskuša doseči čim večje ločljivosti slike. Le v posebnih okoliščinah, kot so svetlo polje z veliko povečavo, fluorescenca, DIC in konfokalna mikroskopija, si prizadevamo doseči meje mikroskopa. Pri večini uporab mikroskopa ni treba uporabljati objektivov z visoko numerično odprtino, ker se vzorec zlahka razreši z uporabo objektivov s spodnjo numerično odprtino. To je še posebej pomembno, ker veliko numerično odprtino in veliko povečavo spremljajo pomanjkljivosti zelo majhne globinske ostrine (to se nanaša na dobro ostrenje na območju tik pod ali tik nad preiskovanim območjem) in kratko delovno razdaljo. Tako je v vzorcih, kjer je ločljivost manj kritična in so povečave lahko nižje, bolje uporabiti cilje z manjšo povečavo skromne numerične zaslonke, da dobimo slike z večjo delovno razdaljo in večjo globinsko ostrino.

Previdno pozicioniranje diafragme zaslonke podkopenjske odprtine je prav tako ključnega pomena za nadzor numerične zaslonke in neselektivna uporaba te membrane lahko vodi do poslabšanja slike (kot je razloženo v poglavju o podfaznih kondenzatorjih). Tudi drugi dejavniki, kot sta kontrast in učinkovitost osvetlitve, so ključni elementi, ki vplivajo na ločljivost slike.

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

Michael W. Davidson - Nacionalni laboratorij za visoko magnetno polje, 1800 East Paul Dirac Dr., Florida State University, Tallahassee, Florida, 32310.


Povezava med kotno ločljivostjo in zaslonko? - astronomija

Nekaj ​​teoretičnih ozadij radijskega sevanja, interferometrije in sprejemniške tehnologije je bilo podano v prispevku G. Mileyja k tem postopkom. V tem poglavju bom na kratko primerjal prednosti in omejitve posameznih posod in radijskih interferometrov ter omenil nekatera orodja za premagovanje ali ublažitev nekaterih njihovih omejitev. Za razpravo o različnih vrstah radijskih teleskopov glej [Christiansen & amp H & # 246gbom (1985)]. Tu se omejujem na tiste predmete, ki se mi zdijo najpomembnejši, ki jih je treba upoštevati pri poskusu uporabe in razlage radijskih zemljevidov iz javnih arhivov.

Osnovno razmerje med kotno ločljivostjo in odprtino (ali premerom) D teleskopa je / D radiani, kjer je valovna dolžina opazovanja. Za radijsko domeno je

10 6-krat večji kot v optičnem, kar bi pomenilo, da je treba zgraditi milijonkrat večji radijski teleskop kot optični, da dobimo enako kotno ločljivost. V prvih dneh radijske astronomije, ko je opazovalna oprema temeljila na radarskih posodah, ki jih vojska po 2. svetovni vojni ni več zahtevala, so bile tipične kotne ločljivosti dosežene stopinjskega reda. Posledično se je interferometrija v zgodnjih petdesetih letih razvila v pomembno in uspešno tehniko (čeprav so bili namesto paraboličnih krožnikov uporabljeni nizi dipolov ali antene Yagi, namesto paraboličnih jedi, ker so bile prve bolj primerne za pas valov metrov, uporabljen v zgodnjih poskusih). Izboljšane gospodarske razmere in tehnološki napredek so omogočili tudi znatno povečanje velikosti posameznih jedi. Vendar pa je sama masa reflektorja in njegova nosilna konstrukcija postavila praktično omejitev približno 100 metrov za popolnoma vodljive parabolične posode. Primeri so 100-metrska posoda Effelsberg (www.mpifr-bonn.mpg.de/index_e.html) blizu Bad M & # 252nstereifel v Nemčiji, dokončana leta 1972, in teleskop Green Bank (GBT, oddelek 8) v Zahodni Virginiji, ZDA , dokončana v začetku leta 2000. Sferična 305-metrska antena v bližini Areciba (Portoriko www.naic.edu/) je trenutno največja posoda na voljo. Vendar ni vodljiv, zgrajen je v naravni in blizu sferični depresiji v tleh in ima omejeno kotno ločljivost

1 'pri najvišji delovni frekvenci (8 GHz). Poleg povečanja velikosti posode lahko povečate tudi pogostost opazovanja, da izboljšate kotno ločljivost. Vendar je D v zgornji formuli odprtina, znotraj katere je površina antene natančna do

0,1 in tehnične omejitve pomenijo, da večja kot je antena, manj natančna je površina. V praksi to pomeni, da posamezna jed nikoli ne doseže ločljivosti boljše od

Posamezne jedi ne ponujajo možnosti takojšnjega slikanja kot pri interferometrih s Fourierjevo transformacijo vidljivosti. Namesto tega je pri posameznih jedeh mogoče uporabiti več drugih načinov opazovanja. Če nas zanimajo zgolj integrirani parametri (tok, polarizacija, variabilnost) (znanega) točkovnega vira, lahko uporabimo »navzkrižno skeniranje«, osredotočeno na vir. Če je človek zelo prepričan v velikost in lokacijo vira (in njegove soseske), lahko celo uporabi skeniranje »on-off«, tj. Nekaj ​​časa pokaže na vir, nato pa na sosednji obliž »prazen« nebo '' za primerjavo. Običajno se to opravi z uporabo para podajalnikov in merjenjem signala njihove razlike. Če želite posneti resnično sliko z eno posodo, je treba rastrsko polje, s premikanjem teleskopa, npr. vzdolž desnega vzpona (RA), naprej in nazaj, se je vsak posnetek premikal v deklinaciji (DEC) glede na drugega za količino, ki ni večja od

40% širine snopa s polovično močjo (HPBW), če naj bo zemljevid v celoti vzorčen. Pri decimetrskih valovnih dolžinah ima to prednost, da lahko pokrijejo veliko večje območje kot z enim samim "usmerjanjem" interferometra (razen če so elementi interferometra zelo majhni in zato zahtevajo veliko časa integracije). Največja prednost te rastrske metode je, da omogoča prilagajanje velikosti zemljevida velikosti vira, ki nas zanima, ki je lahko v primeru velikih radijskih galaksij ali ostankov supernove (SNR) več stopinj. Z uporabo te tehnike lahko ena posoda (načeloma) zasledi vse obsežne značilnosti zelo razširjenih radijskih virov. Lahko rečemo, da "vzorči" prostorske frekvence v območju od velikosti zemljevida do širine žarka. To je kritično odvisno od načina, na katerega je osnovna črta nameščena na posamezne preglede. Najenostavnejši način je domnevati odsotnost virov na robovih zemljevida, tam nastaviti raven intenzivnosti na nič in linearno interpolirati med dvema nasprotnima robovima zemljevida. Izhodišče višjega reda lahko učinkoviteje odstrani spremenljive atmosferske učinke, lahko pa tudi odstrani resnično osnovno strukturo vira. Na primer, radijski obseg galaksije je lahko znatno podcenjen, če je bil zemljevid premajhen. Rasteriranje galaksije v dveh nasprotnih smereh lahko pomaga najti emisijo blizu robov zemljevida s tako imenovano tehniko "tkanja košar" ([Sieber et al. (1979)]). Različne metode odštevanja izhodišč in mejne vrednosti v velikosti vira so privedle do dveh različnih različic izvornih katalogov ([Becker et al. (1991)] in [Gregory & amp Condon (1991)]), ki sta izhajali iz zelene frekvence 4,85 GHz Anketa bank. Dejstvo, da se površinska gostota teh virov ne spreminja proti galaktični ravnini, medtem ko se v zelo podobni južni anketi PMN ([Tasker & amp Wright (1993)])) spreminja, je v celoti posledica razlik v načinu zmanjševanja podatkov (poglavje 3.3).

V nasprotju z enojnimi posodami imajo interferometri pogosto odlično kotno ločljivost (spet / D, zdaj pa je D največja razdalja med katerim koli parom anten v matriki). Vendar je vidno polje FOV / d, kjer je d velikost posamezne antene. Tako so manjše posamezne antene, večje je vidno polje, a tudi slabša občutljivost. Zelo veliko število anten povečuje stroške načrtovanja matrike in spletnega korelatorja za obdelavo signalov iz velikega števila parov interferometrov. Dodaten vidik interferometrov je zmanjšana občutljivost na komponente razširjenega vira, ki je v bistvu odvisna od najmanjše razdalje, recimo D min, med dvema antenama v interferometrski mreži. Temu pogosto rečemo najmanjši razmik ali najkrajša izhodiščna vrednost. Grobo rečeno, izvorne komponente večje od

/ D min radiani bodo oslabljeni za več kot 50% njihovega pretoka in bodo tako praktično izgubljeni. Slika 1 daje skrajni primer tega, ki prikazuje dve sliki radijske galaksije z največjo navidezno velikostjo na nebu (10 & # 176). Poučno je, da to primerjamo z visokofrekvenčnim zemljevidom ene posode v [Junkes et al. (1993)].

Slika 1. Zemljevid regije Centaurus A iz raziskave 408MHz po nebu (Haslam et al. (1981), ki prikazuje celoten obseg sever-jug

Omejitev občutljivosti za razširjeno strukturo je še hujša pri zelo dolgi osnovni interferometriji (VLBI), ki uporablja medcelinske temeljne črte, ki zagotavljajo

10 -3 ločna ločljivost (1 mas). Najmanjša izhodiščna vrednost je pogosto nekaj sto km, zaradi česar je največja komponenta, ki jo je mogoče zaznati, veliko manjša od loka.

[McKay & amp McKay (1998)] so ustvarili orodje WWW, ki simulira delovanje radijskih interferometrov. Ta navidezni radijski interferometer (VRI www.jb.man.ac.uk/

dm / vri /) je priložen "VRI Guide", ki opisuje osnovne koncepte radijske interferometrije. Applet simulira, kako namestitev anten vpliva na uv-pokritost danega polja in ponazarja razmerje Fourierjeve transformacije med nakopičenimi radijskimi vidnostmi in posledično sliko.

Primerjalno nizka kotna ločljivost enosmernih radijskih teleskopov seveda kaže na njihovo uporabo pri sorazmerno visokih frekvencah. Vendar pa bodo pri centimetrskih valovnih dolžinah atmosferski učinki (npr. Oblaki, ki prehajajo) med skeniranjem dodali dodatno emisijo ali absorpcijo, pri čemer bodo v smeri skeniranja ostali črtasti vzorci (tako imenovani "učinki skeniranja"). Rasteriranje istega polja vzdolž DEC namesto RA bi vodilo do vzorca, pravokotnega na prvo. Primerjava in kasnejša kombinacija obeh zemljevidov v realni ali Fourierjevi ravnini lahko učinkovito zatreta te vzorce in privedeta do občutljivega zemljevida regije ([Emerson & amp Gr & # 228ve (1988)]).

Nadaljnja učinkovita metoda za zmanjšanje atmosferskih učinkov na radijskih zemljevidih ​​z enim krožnikom je tako imenovana "tehnika večkratnega podajanja". Trik je v uporabi parov krme v goriščni ravnini ene posode. Vsak vir prejme emisijo z drugega dela neba (njihova kotna ločitev ali "met žarka" je običajno 5-10 velikosti žarka). Ker se v ozračju večinoma prekrivajo, na njih vplivajo tako rekoč enaki atmosferski učinki, ki se nato v signalu razlike med obema dovodoma izničijo. Nastali zemljevid prikazuje pozitivno in negativno podobo istega vira, ki pa je premaknjen z metom žarka. To je nato mogoče pretvoriti v eno pozitivno sliko, kot je podrobno opisano v [Emerson et al. (1979)]. Ena od omejitev metode je, da se izgubijo izvorne komponente, večje od nekajkrat največjega mete žarka. Metoda se je tako pogosto uporabljala, da ji je bil posvečen cel simpozij ([Emerson & amp Payne (1995)]).

Iz zgoraj navedenega bi moralo biti jasno, da se posamezne posode in interferometri dejansko dobro dopolnjujejo in da bi lahko prikazali tako majhne kot velike strukture vira, bo morda treba uporabiti obe. Razvite so bile različne metode za kombiniranje podatkov o enojni posodi in interferometru, primere rezultatov pa najdete v [Brinks & amp Shane (1984)], [Landecker et al. (1990)], [Joncas in sod. (1992)], Landecker in sod. (1992), [Normandeau et al. (1992)] ali [Langer et al. (1995)]. Astronomski sistem za obdelavo slik (AIPS www.cv.nrao.edu/aips), pogosto uporabljen redukcijski paket v radioastronomiji, zagotavlja nalogo IMERG (prim. Www.cv.nrao.edu/aips/cook.html) za to. namen. Programski paket Miriad (www.atnf.csiro.au/computing/software/miriad) za zmanjšanje podatkov o radijski interferometriji ponuja dva programa (immerge in mosmem) za uresničitev te kombinacije podatkov o posamezni posodi in interferometru (oddelek 2.3). Prvi deluje v Fourierjevi ravnini in uporablja podatke o posamezni posodi in mozaiku za kratke in dolge razmike. Drugi primerja posamično posodo in mozaične slike ter ugotovi, da je slika "Največja entropija" skladna z obema.

Razvite so bile številne "kozmetične obdelave" podatkov interferometrov, tako za "uv-" ali podatke o vidnosti kot za zemljevide (tj. Pred in po Fourierjevi preobrazbi), ki so večinoma rezultat 20 let izkušenj z trenutno najbolj vsestranski in občutljivi radijski interferometri, Very Large Array (VLA) in njegovi novejši VLBI v primerjavi z evropsko mrežo VLBI (EVN), ter Very Large Baseline Array (VLBA), si oglejte njihove spletne strani na spletni strani www.nrao.edu /vla/html/VLAhome.shtml, www.nfra.nl/jive/evn/evn.html in www.nrao.edu/vlba/html/VLBA.html. Zvezek, ki so ga uredili [Perley et al. (1989), Cornwell & amp Perley (1991)] in [Zensus et al. (1995)] odlično predstavljajo te učinke, postopke za njihovo zdravljenje in njihove omejitve. Izstopajoče teme so pasovna širina in časovno povprečno mazanje, nagibanje, zoženje, uv-filtriranje, ČIŠČENJE, samokalibracija, slikanje spektralnih črt, slikanje širokega polja, večfrekvenčna sinteza itd.

Eden od načinov za razširitev vidnega polja interferometrov je posnetek "posnetkov" več posameznih polj s sosednjimi kazalnimi centri (ali faznimi središči), razmaknjenimi za približno en (in po možnosti polovico) "primarni žarek" , tj. HPBW posameznega elementa matrike. Pri virih, večjih od primarnega žarka posameznih elementov interferometra, metoda obnovi razmike interferometrov do približno polovice premera krožnika, krajšega od tistih, ki so bili neposredno izmerjeni, pri virih, ki se prilegajo primarnemu mosairanju žarka (prav tako pa se piše "mozaikiranje"), obnovite razmike do polovice premera posode ([Cornwell (1988)] ali [Cornwell (1989)]). Podatke, ki ustrezajo krajšim razmikom, lahko vzamemo bodisi iz drugih opazovanj ene posode bodisi iz samega polja, če jih uporabimo v načinu ene posode. Združenje Berkeley Illinois Maryland (BIMA bima.astro.umd.edu/bima/) je razvilo homogeno matrično zmogljivost, kar je osrednje vprašanje načrtovanja milimetrskega polja NRAO (MMA www.mma.nrao.edu /). Strategija vključuje mozaična opazovanja s kompaktno matriko BIMA med običajnim 6-8-urnim sledenjem, skupaj z opazovanji z eno anteno z vsemi antenskimi nizi, ki preslikajo isto razširjeno polje (glej [Pound et al. (1997)] ali bima.astro. umd.edu:80/bima/memo/memo57.ps).

Približno 15% časa opazovanja na avstralskem teleskopu Compact Array (ATCA www.narrabri.atnf.csiro.au/) porabi za opazovanje mozaikov. Vsakih 25 sekund je mogoče opaziti nov kazalni center, le nekaj sekund tega časa porabijo vrtenje in drugi režijski stroški. Največji mozaik, ustvarjen na ATCA do leta 1997, je opazovanje spektralnih črt Velikega Magellanovega oblaka s kazalnim središčem 1344. Skupno slikanje in dekonvolucija teh podatkov je ustvarila kocko 120 pik iz leta 1997 & # 215 2230 & # 215 (glej www.atnf.csiro.au/research/lmc_h1/). Mozaikiranje se pogosto uporablja v sedanjih obsežnih radijskih raziskavah, kot so NVSS, FIRST in WENSS (oddelek 3.7).

Dinamični obseg zemljevida je običajno opredeljen kot razmerje med najvišjo svetlostjo in svetlostjo "najnižje zanesljive ravni svetlosti" ali alternativno razmerju med efektivnim hrupom in območjem slike brez vira. Tako pri interferometrih kot pri posameznih posodah je dinamični razpon pogosto omejen s stranskimi režami, ki se pojavljajo v bližini močnih virov, bodisi zaradi omejene UV-pokritosti in / ali kot del difrakcijskega vzorca antene. Včasih je dinamično območje, pogosteje pa razmerje med največjo svetlostjo bočnega režnja in najvišjo svetlostjo vira, dB, to je desetkratnik decimalnega logaritma razmerja. Na interferometrskih kartah je te stranske režnje običajno mogoče zmanjšati z metodo CLEAN, čeprav so za najmočnejše vire potrebne bolj izpopolnjene metode (prim. [Noordam & amp deBruyn (1982)], [Perley (1989)]), pri katerih so dinamični razponi do do 5 & # 215 10 5 ([deBruyn & amp Sijbring (1993)]). Za posamezno posodo Alt-Az se vzorec stranskih režnjev s časom vrti na nebu, zato lahko preprosto povprečje zemljevidov, razprtih v različnih časih, zmanjša raven stranskih rež.Da pa bi dosegli dinamične razpone, ki so boljši od nekaj tisoč, je treba posamezne preglede neodvisno popraviti, preden jih je mogoče povprečiti ([Klein & amp Mack (1995)]).

Do zmede pride, če je v žarku teleskopa več kot en vir. Za območje žarka b, meja zmede S c je gostota toka, pri kateri se to zgodi, če upoštevamo šibkejše in šibkejše vire. Za integralno štetje virov N (S), tj.število virov na sterad, ki je svetlejše od gostote pretoka S, število virov v teleskopskem žarku b je b N (S). S c je nato podano z b N (S c) 1. Za radijsko anketo velja, da je omejena na zmedo, če je pričakovana najmanjša zaznavna gostota pretoka S min nižja od S c. Jasno je, da se meja zmede zmanjšuje z naraščajočo frekvenco opazovanja in z manjšo širino žarka teleskopa. Poleg teoretične ocene meje zmede iz števila virov, pridobljenega s teleskopom z veliko nižjo stopnjo zmede (glej [Condon (1974)]), lahko mejo zmede empirično dobimo tudi z naknadnim tehtanim povprečenjem N kart s (primerljivo) ravnijo hrupa. jazin z vsakim od njih ne zmedeno. Teža vsake karte mora biti sorazmerna z jaz -2. Če ni zmede, pričakovani hrup, N, exp, povprečnega zemljevida naj bo potem

Če to potrdimo s poskusom, lahko rečemo, da je "hrup zmede" zanemarljiv ali pa vsaj c 2 = obs 2 - N, exp 2. Kot primer je meja zmede 30-metrske posode pri 1,5 GHz (= 20 cm) in širina snopa HPBW = 34 'je

400mJy. Za 100-metrski teleskop pri 2,7, 5 in 10,7 GHz (= 11 cm, 6 cm in 2,8 cm HPBW = 4,4 ', 2,5' in 1,2 '), meje zmede so

2, 0,5 in 0,1 mJy. Za D-matriko VLA pri 1,4 GHz (HPBW = 50 & # 034) je

0,1mJy. Za radijske interferometre je zaradi visoke kotne ločljivosti na splošno zanemarljiv hrup zanemarljiv, razen pri globokih zemljevidih ​​pri nizkih frekvencah, kjer postane zmeda zaradi bočnih ploščic pomembna (npr. Za WENSS in SUMSS, glej oddelek 3.7). Upoštevajte pomensko razliko med "zmedo" in "mejo zmede". Lahko jih povežemo z besedami, da je mogoče v anketi z omejenostjo zmede točkovne vire zanesljivo zaznati le nad mejo zmede ali 2-3 krat večjo mešanico hrupa, medtem ko je mogoče koherentne razširjene strukture zanesljivo zaznati do spodnjih meja, npr. s konvolucijo zemljevida do nižje kotne ločljivosti. Za polarizirano intenziteto tako rekoč ni meje zmede, saj koti polarizacijskega položaja naključno porazdeljenih, šibkih virov ozadja ponavadi izničijo kakršno koli mrežno polarizacijo (za več podrobnosti glej [Rohlfs & amp Wilson (1996)], str. 216). Primeri raziskav z omejeno zmedo so obsežne nizkofrekvenčne raziskave, npr. pri 408 MHz ([Haslam et al. (1982)]), pri 34,5 MHz ([Dwarakanath & amp Udaya Shankar (1990)]) in pri 1,4 GHz ([Condon & amp Broderick (1986a)]). Seveda je zmeda še hujša na prenatrpanih območjih, kot je galaktična ravnina ([Kassim (1988)]).

Pri ocenjevanju napake v gostoti pretoka virov (ali njihove pomembnosti) je treba upoštevati več dejavnikov. Napaka pri absolutni kalibraciji, kalje odvisna od natančnosti sprejete lestvice gostote pretoka in je običajno nekaj odstotkov. Primerni absolutni kalibracijski viri za opazovanje ene posode so navedeni v [Baars et al. (1977)] in [Ott et al. (1994)] za vmesne frekvence in v [Rees (1990a)] za nizke frekvence. Upoštevajte, da se na južni polobli še vedno uporabljajo starejše lestvice pretoka, npr. [Wills (1975)]. Seznami kalibracijskih virov za interferometrična opazovanja z vmesno ločljivostjo (kot je VLA) so na voljo na spletnem naslovu www.nrao.edu/

gtaylor / calib.html in tiste za opazovanja z zelo visoko ločljivostjo (kot je VLBA) na magnolia.nrao.edu/vlba_calib/vlbaCalib.txt. Pri primerjavi različnih seznamov virov je pomembno omeniti, da zlasti pri spodnjih frekvencah

400MHz, se še vedno uporabljajo različne "lestvice pretoka", ki se lahko razlikujejo za 10% in še več pod

100MHz. "Napaka na ničelni ravni" je pomembna predvsem za zemljevide z enim krožnikom in jo podaja ° = m n, kjer je m število površin žarka, ki jih vsebuje območje integracije vira, n število površin žarka na območju določanja hrupa in raven hrupa, določena v območjih, "brez emisij" (in vključuje prispevke iz sprejemnik, vzdušje in zmedenost). Napaka zaradi hrupa v integracijskem območju je = m . Tri napake se kombinirajo in dajo skupno napako gostote pretoka (glej [Klein in Emerson (1981)) S = kal + sqrt [° 2 + 2]. Jasno je, da relativna napaka narašča z obsegom vira. To tudi pomeni, da je zgornja meja gostote pretoka neodkritega vira odvisna od predpostavljene velikosti zanj: medtem ko bo jasno zaznan točkovni vir desetkratne ravni hrupa, vir istega pretoka, vendar sega čez mnogi antenski žarki lahko ostanejo neopaženi. V opazovanjih interferometrov ničelna velikost najkrajše izhodiščne vrednosti omejuje občutljivost na razširjene vire. Pri frekvencah 10 GHz začne atmosferska absorpcija postajati pomembna in izmerjeni tok S bo odvisen od višine približno glede na S = S° exp (- csc), kjer je S & # 176 je gostota zunaj atmosferskega pretoka in optična globina ozračja. Npr. Pri 10,7 GHz in na morski gladini so tipične vrednosti 0,05–0,10, tj. 5–10% pretoka se absorbira tudi pri usmerjanju v zenit. Ti se s frekvenco povečujejo, z višino opazovalnice pa zmanjšujejo. Negotovosti odvisnosti od zenit-razdalje lahko prevladujejo nad drugimi zgoraj navedenimi viri napak

Pri ocenjevanju gostote pretoka na kartah interferometrov bi morali karte popraviti za polarni diagram (ali "primarni žarek") posameznih anten, kar pomeni manjšo občutljivost z naraščajočo oddaljenostjo od smeri usmerjanja. Ta tako imenovana "korekcija primarnega žarka" deli zemljevid s faktorjem dušenja na vsaki točki zemljevida in tako poveča intenzivnost virov in hrup zemljevida z naraščajočo oddaljenostjo od faznega središča. Nekateri starejši katalogi virov, v glavnem pridobljeni z radijskim teleskopom Westerbork Synthesis (WSRT, npr. [Oort & amp vanLangevelde (1987)] ali [Righetti et al. (1988)]), dajejo tako (nepopravljeni) "tok zemljevidov" kot (popravljen primarni žarek) "nebesni tok". Naraščajoča negotovost natančne oblike primarnega žarka z oddaljenostjo od faznega središča lahko prevladuje nad napako gostote toka na obodu vidnega polja.

Paziti je treba pri razlagi parametrov strukturnih virov v katalogih. Nekateri katalogi navajajo velikost vira "vgrajenega na zemljevid", m , kot je povzeto neposredno iz Gaussovega prilagajanja zemljevida. Drugi navajajo "deconvolved" ali "intrinsic" velikost vira, s . Vsi ti so odvisni od modela in običajno domnevajo, da sta vir in teleskopski žarek Gaussova (s polno širino na polovici največ, FWHM = b), v tem primeru imamo b 2 + s 2 = m 2 Vrednosti »0,0« v stolpcu velikosti katalogov pogosto najdemo za »nerazrešene« vire. Namesto nič je lastna velikost manjša od določenega dela širine žarka teleskopa. Frakcija se zmanjšuje z naraščajočim razmerjem signal / šum (S / N) vira. Ocena napak v strukturnih parametrih, ki izhajajo iz dvodimenzionalnih radijskih zemljevidov, je obravnavana v [Condon (1997)]. Včasih so navedene gostote pretoka, ki so manjše od napake ali celo negativne (npr. [Dressel & amp Condon (1978)] in [Klein et al. (1996)]). Te je treba dejansko pretvoriti in razlagati kot zgornje meje gostote pretoka.

V radijskih virih delujeta dva glavna emisijska mehanizma (npr. [Pacholczyk (1970)]). Netermična sinhrotronska emisija relativističnih elektronov, ki se vrtijo v magnetnem polju, je odgovorna za ostanke supernove, curke in režnje radijskih galaksij ter velik del razpršene emisije v spiralnih galaksijah (vključno z našo) in njihovih halo. Prevladuje toplotno prosto ali zavorno območje ioniziranega plinskega oblaka, npr. v regijah HII, planetarnih meglicah in v spiralnih galaksijah na visokih radijskih frekvencah. Poleg tega lahko posamezne zvezde kažejo "magneto-bremsstrahlung", ki je sinhrotronska emisija bodisi iz blago relativističnih elektronov (emisija „girosinhrotron“) bodisi iz manj relativističnih elektronov („emisija ciklotrona“ ali „žiroresonanca“). ). Zgodovinska potrditev sinhrotronskega sevanja je prišla z zaznavanjem njegove polarizacije. V nasprotju s tem je toplotno sevanje nepolarizirano in je značilno za zelo drugačno spektralno obliko kot pri sinhrotronskem sevanju. Za razlikovanje med temi mehanizmi so torej potrebne večfrekvenčne primerjave. Za nerešene vire je to nepomembno, za razširjene vire pa je treba paziti, da se vključi celotna emisija, tj. Integrirana v območje vira. Najvišji pretoki ali pretoki iz interferometričnih opazovanj z visoko ločljivostjo običajno podcenjujejo njihov celotni pretok. Opažanja z zelo nizko frekvenco lahko precenijo tok, tako da zajemajo sevanje iz sosednjih (ali "mešanih") virov znotraj svojih širokih teleskopskih žarkov. Kompilacije integriranih spektrov velikega števila zunajgalaktičnih virov so bile pripravljene npr. avtor [K & # 252hr et al. (1979)], [Herbig & amp Readhead (1992)] in [Bursov et al. (1997)] (glej cats.sao.ru/cats_spectra.html).

Pomembna diagnostika prenosa energije znotraj radijskih virov je dvodimenzionalna primerjava zemljevidov, opaženih pri različnih frekvencah. V idealnem primeru lahko s številnimi takšnimi frekvencami na vsakem ločitvenem elementu v viru dobimo spektralno prileganje in ocenimo parametre, kot so relativistična elektronska gostota in življenjska doba, jakost magnetnega polja, ločevanje toplotnega in netermičnega prispevka itd. prim. [Klein et al. (1989)] ali [Katz-Stone & amp Rudnick (1994)]). Vendar je treba paziti, da so bili opazovalni instrumenti na različnih frekvencah občutljivi na isti obseg "prostorskih frekvenc", ki so prisotni v viru. Tako bi morali biti podatki interferometra, ki jih je treba primerjati s podatki iz ene posode, občutljivi na komponente, primerljive s celotno velikostjo vira. VLA ima nabor konfiguracij anten z različnimi dolžinami osnovne črte, ki jih je mogoče prilagoditi podskupini opazovalnih frekvenc, da bi posneli podoben nabor prostorskih frekvenc pri zelo različnih valovnih dolžinah - ti se imenujejo "skalirani nizi". Na primer, B-konfiguracija na 1,4 GHz in C-konfiguracija na 4,8 GHz tvorita en tak par nizov. Najnovejše primere takšnih primerjav za zelo razširjene radijske galaksije lahko najdemo v [Mack et al. (1997)] ali [Sijbring & amp deBruyn (1998)]. Zemljevidi spektralnih indeksov galaktične radio emisije med 408 in 1420MHz so bili pripravljeni celo za celotno severno nebo ([Reich & amp Reich (1988)]). Tu je glavna omejitev negotovost pri umerjanju absolutnega pretoka.

Kot je razloženo v predavanjih G. Miley za to zimsko šolo, nam linearne polarizacijske značilnosti radijske emisije dajejo informacije o magneto-ionskem mediju, tako znotraj sevalnega vira kot vzdolž vidne črte med virom in teleskopom. Ravnina polarizacije ("kot polarizacijskega položaja") se bo med prehodom skozi tak medij zasukala, delež polarizacije (ali "odstotek polarizacije") pa se bo zmanjšal. Ta "depolarizacija" se lahko pojavi zaradi odpovedi različnih polarizacijskih vektorjev v antenskem žarku ali zaradi uničujočega dodajanja valov, ki so šli skozi različne količine te "Faradayeve" rotacije ravnine polarizacije ali pa tudi zaradi pomembno vrtenje polarizacijskih vektorjev po pasovni širini za vire z visoko rotacijsko mero (RM). Podrobnejše razprave o različnih učinkih, ki vplivajo na polarizirano radijsko sevanje, najdete v Pacholczyk (1970, 1977), [Gardner et al. (1966)], [Burn (1966)] in [Cioffi & amp Jones (1980)].

Med zmanjševanjem polarizacijskih kart je pomembno oceniti ionosferski prispevek k Faradayevi rotaciji, ki se povečuje pri nižjih frekvencah in lahko kaže velike razlike ob sončnem vzhodu ali sončnem zahodu. Metode za popravljanje ionosferske rotacije so odvisne od predpostavk modela in niso enostavne. Npr., V paketu AIPS se lahko pri nalogi FARAD uporablja model "Sončna pega". Kot vložek se opira na povprečno mesečno število sončnih peg, ki je na voljo v ameriškem Nacionalnem centru za geofizikalne podatke na naslovu www.ngdc.noaa.gov/stp/stp.html. Dejanske številke so v datotekah, ki so na voljo na ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/ (eno na leto: imena datotek so številke let). Ionosferski podatki so bili zbrani v Boulderju v Koloradu do leta 1990 in se distribuirajo s programsko opremo AIPS, predvsem za opazovanje VLA. Od leta 1990 se za oceno ionosferskih razmer uporablja dvofrekvenčni sprejemnik GPS na lokaciji VLA, vendar podatki še niso na voljo (obrnite se na [email protected]). Neobdelani podatki GPS so na voljo na ftp://bodhi.jpl.nasa.gov/pub/pro/y1998/ in na ftp://cors.ngs.noaa.gov/rinex/. Naloga AIPS GPSDL za pretvorbo v skupno vsebnost elektronov (TEC) in merjenje rotacije (RM) je prilagojena za delo s temi podatki.

Primerjava polarizacijskih zemljevidov pri različnih frekvencah omogoča izdelavo dvodimenzionalnih zemljevidov RM in depolarizacije (DP, razmerje med odstotki polarizacije med dvema frekvencama). Zaradi tega morajo biti zemljevidi občutljivi na enak obseg prostorskih frekvenc. Na splošno so takšne primerjave smiselne le, če se polarizacijski kot linearno spreminja z 2, kot se to res uporablja pri dovolj visoki ločljivosti (npr. [Dreher et al. (1987)]). Zakon 2 lahko uporabimo za ekstrapolacijo vektorja električnega polja sevanja na = 0. Ta smer se imenuje polarizacijski kot "lastnega" ali "ničelne valovne dolžine" (°), smer homogene komponente magnetnega polja v tem položaju pa je pravokotna na ° (za optično tanke relativistične plazme). Že takrat je treba natančno analizirati, kateri del RM in DP je neločljivo povezan z virom, kar je posledica "kokona" ali znotraj grozdnega medija, ki obkroža vir, in katerega lastna Galaksija. Običajna metoda za oceno slednjega prispevka je povprečenje integrirane RM petih ali desetih zunajgalaktičnih radijskih virov, ki so najbližji viru, ki se preučuje. Presenetljivo je, da najbolj popolne zbirke vrednosti RM zunajgalaktičnih radijskih virov segajo že mnogo let nazaj [Tabara in amp Inoue (1980)], [Simard-Normandin et al. (1981)] ali [Broten et al. (1988)]) .

Primer prevelike interpretacije teh starejših polarizacijskih podatkov z nizko ločljivostjo je nedavna trditev ([Nodland & amp Ralston (1997)]), da Vesolje kaže dvolomnost za polarizirano sevanje, tj. Vrtenje polarizacijskega kota, ki ni posledica nobene znane fizikalne zakona in sorazmerna s kozmološko razdaljo predmetov, ki oddajajo linearno polarizirano sevanje (tj. radijske galaksije in kvazarji). Analiza je temeljila na 20-letnih podatkih nizke ločljivosti za integrirano linearno polarizacijo ([Clarke et al. (1980)]), ugotovitev pa je bila, da je kot razlike med lastnim (= 0) polarizacijskim kotom in glavno osjo radijske strukture izbranih radijskih galaksij se je z rdečim premikom povečeval. Zdaj pa je znano, da je porazdelitev polarizacijskih kotov na najmanjših kotnih lestvicah zelo zapletena, tako da ima integrirani polarizacijski kot lahko malo ali nič povezave z natančno usmeritvijo osi radijskega vira. Čeprav so radijski astronomi izpodbijali trditev o dvolomnosti ([Wardle et al. (1997)]), več kot peščica prispevkov o tej temi pa se je pojavila na pretisčnem strežniku LANL / SISSA (astro-ph / 9704197, 9704263 , 9704285, 9705142, 9705243, 9706126, 9707326, 9708114) prvotni avtorji še naprej zagovarjajo in izpopolnjujejo svoje statistične metode (astro-ph / 9803164). Presenetljivo je, da ti članki niti izrecno ne navajajo dejansko uporabljenih podatkov, niti ne razpravljajo o njihovi kakovosti ali primernosti za težavo (prim. Komentarje v oddelku 7.2 [Trimble & amp McFadden (1998)]).

Medtem ko je iz spektralnih in polarizacijskih značilnosti mogoče razbrati naravo radijske emisije, lahko fizikalne parametre določimo le, če je znana razdalja do vira. To zahteva identifikacijo vira z optičnim predmetom (ali IR virom za zelo močne rdeče premikane objekte), tako da se lahko zajame optični spekter in določi rdeči premik. S sprejetjem kozmološkega modela lahko nato ugotovimo razdaljo zunajgalaktičnih predmetov. Za vire v lastni galaksiji lahko kinematične modele spiralne strukture uporabimo za oceno oddaljenosti od radialne hitrosti, tudi brez optičnih informacij, npr. z uporabo vrstice HI (oddelek 6.4). Uporabimo lahko tudi bolj posredne ocene, npr. meritve emisij za pulzarje, navidezne velikosti oblakov HI itd.

Strategije optične identifikacije zunajgalaktičnih radijskih virov so zelo različne. Najlažji primer je, ko radijski položaj pade v optični obseg galaksije. Podroben radijski zemljevid razširjene radijske galaksije običajno kaže položaj najverjetnejšega optičnega nasprotnika od simetrije radijskega vira. Najpogosteje dva razširjena radijska pasova prečkata točkovno radijsko jedro, ki sovpada z optičnim predmetom. Vendar lahko različne vrste asimetrij zapletejo razmerje med radio morfologijo in lokacijo nadrejene galaksije (glej npr. Sliki 6 in 7 [Miley (1980)]). To so lahko premikanje zaradi precesije osi radijskega curka ali upogibanje zaradi gibanja radijske galaksije skozi medij znotraj gruč (glej www.jb.man.ac.uk/atlas/icon.html za fino zbirko resničnih zemljevidi). Za šibkejše in manj razširjene vire literatura vsebuje veliko različnih metod za določanje verjetnosti radijsko-optične povezave ([Notni & amp Fr & # 246hlich (1975)], [Richter (1975)], [Padrielli & amp Conway (1977)], [deRuiter in sod. (1977)]). V zadnjem članku je predlagana brezdimenzionalna spremenljivka r = sqrt [(/) 2 + (/) 2], kjer in so položajne razlike med radijskim in optičnim položajem ter in so kombinirane radijske in optične položajne napake v RA () in DEC (). Razmerje verjetnosti LR med verjetnostjo za resnično povezavo in verjetnostjo naključnega naključja je tedaj LR (r) = (1/2) exp (r 2 (2 - 1) / 2) kjer = opt s opt gostota optičnih predmetov. Vrednost opt bo odvisna od galaktične zemljepisne širine in meje velikosti optične slike.Običajno se za majhne vire šteje, da LR 2 zadostuje za sprejem identifikacije, čeprav je natančen prag stvar "okusa". Metoda, ki upošteva tudi obseg radijskih virov in vire, ki jih je treba primerjati (pa naj gre za optične ali druge valovne dolžine), je opisana v [Hacking et al. (1989)]). Nadaljnje posploševanje na eliptična polja z napakami, nagnjene pod katerim koli položajnim kotom (na primer na satelitih IRAS), je obravnavano v [Condon et al. (1995)].

Pristop k polavtomatski optični identifikaciji radijskih virov z uporabo digitalizirane raziskave neba je opisan v [Haigh et al. (1997)]. Vendar slika 3 prikazuje enega bolj zapletenih primerov iz tega članka. Upoštevajte tudi, da koncentrične konture blizu središča radijskega vira obkrožajo lokalni minimum in ne maksimum. Da bi se izognili takim dvoumnostim, nekateri programski paketi (npr. „NOD2“, [Haslam (1974)]) ustvarijo puščaste konture, ki kažejo smer lokalnega gradienta na zemljevidu.

Morfološki premisleki lahko včasih privedejo do zanimivih napačnih interpretacij. Linearna značilnost, zaznana v galaktični ravninski anketi s 100-metrsko posodo Effelsberg, je bila interpretirana kot verjetno optično zakrita radijska galaksija za našo Galaksijo ([Seiradakis et al. (1985)]). Šele pet let kasneje ([Landecker et al. (1990)]) so zemljevidi interferometrov, posneti z Radioastrofizičnim observatorijom Dominion (DRAO www.drao.nrc.ca), pokazali, da je bila linearna značilnost zgolj bolj raven del lupina šibkega in podaljšanega ostanka supernove (G 65,1 + 0,6).

Eden najtežjih razredov optične identifikacije so tako imenovani "reliktni" radijski viri, ki se običajno pojavljajo v jatah galaksij, z zelo strmim spektrom radijskega kontinuuma in brez jasnih sledi povezave s katero koli optično galaksijo v njihove gostiteljske skupine. Primeri so v [Giovannini et al. (1991)], [Feretti in sod. (1997)] ali [R & # 246ttgering et al. (1997)]. Za najnovejša ugibanja o njihovem izvoru glej astro-ph / 9805367.

Na splošno se izvorni katalogi proizvajajo samo za odkrivanja nad 3-5 stopnjo. Vendar pa [Lewis (1995)] in [Moran et al. (1996)] so pokazali, da navzkrižna identifikacija med katalogi na različnih valovnih dolžinah omogoča "zaznavanje" resničnih virov tudi do 2 ravni. *****


Kotna ločljivost in velikost piksela

Kotna ločljivost je približno = 4,5 "/ premer zaslonke v palcih. Torej ima moj 8" SCT ločljivost približno .56 ". Goriščna razdalja je 2032 mm, tako da je ločljivost enaka 1 slikovni piki, potem mora biti piksel 5 do 6 mikronov. (V 1 radianu so 360x60x60 / (2xPi) sekund & amp; amp; FL = 1 radian.) Ali je zaradi tega piksl od 5 do 6 mikronov najboljši za moj obseg? FL lahko seveda spremenim z reduktorjem ali Barlow, osnovno vprašanje pa je: "Ali je najbolje, da je kotna ločljivost enaka 1 slikovni piki?" Ali je to napačen način za iskanje idealne velikosti slikovnih pik? Videti je še ena težava, ki pogosto preglasi kotno ločljivost.

# 2 Astrojedi

Ustrezna hitrost vzorčenja je odvisna od številnih različnih dejavnikov in tudi od tega, kaj poskušate doseči.

Končno je 2 "/ slikovna pika le pravilo palca, predvsem za slikanje z dolgo osvetlitvijo, da se občutljivost uravnoteži s podrobnostmi. Ne velja v vseh situacijah.

Višje vzorčenje ni nikoli slabo (razen če žrtvujete preveč občutljivosti), vendar premajhno vzorčenje vedno škodi podrobnostim. Tukaj v San Diegu, ko dobimo suhe jasne noči z dobrim gledanjem, vidim jasno razliko v vzorčenju 1 "/ slikovnih pik v primerjavi s 2-3" / slikovnimi pikami, ko zlagam zelo kratke osvetlitve (& lt15s) z mojim ASI224 (ki ima 3,75 mikronske pike) . Prav tako smo dovolj južni, da se izognemo najhujšemu Jet Streamu, ki pomaga pri gledanju.

Nevada ima večino časa zelo jasno suho podnebje, zato priporočam višjo hitrost vzorčenja, tj. Pri 1 "/ slikovni točki do 2" / slikovni piki, če uporabljate dovolj občutljivo kamero in izvajate kratke osvetlitve. Prepričajte se, da je vaše sledenje dovolj natančno, da ga lahko obvladate.

Uredil Astrojedi, 24. marca 2016 - 19:53.

# 3 JPKellysr

# 4 Eddgie

Kotna ločljivost je približno = 4,5 "/ premer zaslonke v palcih. Torej ima moj 8" SCT ločljivost približno .56 ". Goriščna razdalja je 2032 mm, tako da je ločljivost enaka 1 slikovni piki, potem mora biti piksel 5 do 6 mikronov. (V 1 radianu so 360x60x60 / (2xPi) sekund & amp; amp; FL = 1 radian.) Ali je to piksel od 5 do 6 mikronov, ki je najboljši za moj obseg? FL lahko seveda spremenim z reduktorjem ali Barlow, osnovno vprašanje pa je: "Ali je najbolje, da je kotna ločljivost enaka 1 slikovni piki?" Ali je to napačen način za iskanje idealne velikosti slikovnih pik? Videti je še ena težava, ki pogosto preglasi kotno ločljivost.

JPK

Za to ne bi želeli uporabiti linearna ločljivost namesto kotne ločljivosti?

Preprosto radovedno. Zdi se, da bi bila linearna ločljivost v paru črt na milimeter v goriščni ravnini najprimernejša metoda za prilagajanje velikosti slikovnih pik instrumentu. Ali ne bi bila idealna velikost slikovnih pik ena polovica širine najfinejšega para črt, ki bi ga instrument lahko razrešil?

Na primer teleskop f / 8.12 (linearna ločljivost je popolnoma odvisna od goriščnega razmerja in je neodvisno od zaslonke) bi imel linearno ločljivost 220 ciklov na milimeter, zato bi bil čip popolnoma usklajen, če bi imel velikost slikovnih pik 440 pik na milimeter (2,27 mikrona na piksel) (in to predpostavlja, da je bila slika mimogrede v zeleni luči ker se razlikuje z valovno dolžino in formulo bi bilo treba ponovno izračunati za slikanje v bližini IR ali IR).

Pri f / 10 mislim, da je linearna ločljivost zaslonke 178 črtnih parov na milimeter na goriščni ravnini? To bi pomenilo, da bi imel idealen čip 356 slikovnih pik na milimeter (ali kaj podobnega) ali slikovno piko približno 2,81 mikrona.

Kakorkoli, le radoveden je bil način, kako uporabiti kotno ločljivost, kadar bi bil cilj slikanja ujemanje linearne ločljive moči goriščnega razmerja z velikostjo slikovnih pik. Popolno ujemanje bi bilo, če bi imeli dve slikovni piki na cikel para vrstic, da bi se to goriščno razmerje lahko razrešilo (ne pozabite, da je cikel ena črna črta in ena bela črta, zato potrebujete eno slikovno piko za zajemanje bele črte in eno za zajem črne črte črta. Ali pa se tukaj motim.)

Kakorkoli že, morda je to moja nevednost, mislim, da bi bila linearna ločljivost na goriščni ravnini najnatančnejši način za določitev idealne velikosti slikovnih pik, če bi bil cilj zajemanja najmanjših podrobnosti, ki bi jih slika lahko zajela, in formula, ki jo uporabljate, videti kot manjka, kaj bi lahko zaslonka v celoti razrešila.

Formulo za linearno ločljivost najdete tukaj:

Nahaja se tudi v knjigi "Telescope Optics" in knjigi "Star Testing Astronomical Telescopes".

In na vseh treh mestih boste videli, da je linearna ločljivost popolnoma odvisna od goriščnega razmerja, zato bi imeli vsi teleskopi f / 10 enako ločljivost 178 vrstic.

Ne pozabite, 178 črtni pari = 356 vrstic. Če želite razrešiti vseh 356 diskretnih črt, bi potrebovali 356 slikovnih pik. Uporaba 178 slikovnih pik bi vas omejila na samo polovico polne linearne ločljivosti teleskopa.

Kakorkoli že, tako se mi zdi, da bi moralo biti. Zdi se, da kotna ločljivost ni najbolj idealen način za prilagajanje velikosti slikovnih pik ločljivosti instrumenta. Zdi se, da uporaba formule, ki jo uporabljate, pušča več kot polovico vaše linearne ločljivosti neuporabljene in če posnamete planete z Barlowom, zdaj uporabljate samo 1/4 ločljivosti vašega obsega.

Logika bi mi predlagala, da je najboljši način za ujemanje velikosti slikovnih pik uporaba goriščnega razmerja instrumenta za izračun linearne ločljivosti v paru črt na milimeter na goriščni ravnini, nato pa to številko podvojite za izračun števila pikslov, ki bi jih potrebovali za razrešitev posameznih vrstic.


5.1.3. Odprtina za videnje in teleskop

Ker je atmosferska napaka valovnega fronta - tako imenovana videnje napake - spremeni se z (D / r 0) 5/6, spreminja se glede na določeno dolžino koherence zraka (parameter Fried) r 0, z velikostjo zaslonke D.

Enačba 52.1 in 52.2 dajejo naslednje povprečne RMS napake v povprečju 2 ločnih sekund gledanja ( r 0

Čeprav se te številke zdijo precej pesimistične, je treba upoštevati, da gre le za povprečne vrednosti. Statistično je ena od številnih možnih okvar za žalostno napako dolgotrajne izpostavljenosti RMS 0,69 vala pri (D / r 0) = 5,7 (za 400 mm odprtino v 2-kratnem pogledu) 1,38 in 0,34 vala, vsaka polovica časa. Prav tako se njegova napaka kratke izpostavljenosti razdeli na 0,5 in 0,12 RMS efektivnosti. Če bi okvirno postavili stopnjo vidne napake, bi dobili RMS 0,94 in 0,23 vala. To pomeni, da bi bila polovica časa slika prava zmeda, druga polovica pa bi bila bistveno boljša, z vizualnim Strehlom približno 0,35, primerljivim z malo več kot 1/2 valovnim P-V sferične aberacije.

Tudi učinek napake pri nagibu ni škodljiv pri zelo majhnih odprtinah (manjših od

4 ", kjer pri povprečnem gledanju povzroči, da se slika premika naključno kot celota, razmeroma počasi, ne da bi bistveno vplivala na njeno vizualno kakovost. Tako v tem območju zaslonke velikost napake pri vidnem opazovanju v glavnem določa komponenta hrapavosti valovnega fronta (enačba 52.2).

In ker te številke temeljijo na standardnem Kolmogorovem modelu, ki predpostavlja neskončno zunanjo lestvico turbulence, je dejanska napaka nekoliko manjša za način dolgotrajne izpostavljenosti zaradi manjše komponente napake pri nagibu pri končnem nagibu s končno dejansko lestvico turbulence .

Ko se zaslonka poveča - ali vid poslabša - ima oko težje slediti pogostosti gibanja slike, saj difrakcijski vzorec postopoma prehaja v pikica z večjim številom komponent vzorca, ki se naključno premikajo znotraj ovojnice pik. Rezultat je postopno zamegljevanje in napihnjenost zvezdne slike. Tudi komponenta napake hrapavosti se poveča (D / r 0 ) 5/6 dokler pri dovolj veliki odprtini - ali pri dovolj slabem pogledu - difrakcijski vzorec ne razpade v naključno pega struktura (Sl. 77). Ilustracije prikazujejo strukturo vzorca, saj je fizična velikost posnetkov Airy kratkega posnetka enaka (tj. Goriščno razmerje je enako za vse zaslonke), da je atmosferski učinek neposredno prilagodljiv.

SLIKA 77: Ponazoritev poslabšanja točkovne (zvezdne) slike zaradi atmosferske turbulence (linearna velikost vzorca, enaka f -razmerje). Levi stolpec prikazuje najboljšo možno povprečno napako videnja v 2 ločnih sekundah videnja (r 0

70 mm @ 550nm) za štiri velikosti zaslonke. Napake so ustvarjene iz Enačba 53-54, z odprtino 2 ", ki ima samo komponento hrapavosti (Enačba 54) in večje odprtine, pri katerih je komponenta nagiba dodana s hitrostjo 20% za vsako naslednjo stopnjo velikosti odprtine, kar je približen približek njenega naraščajočega prispevka k skupni vidni napaki (način ravnanja s človeškim očesom je precej neznano ozemlje). Stolpci na desni kažejo možno območje nihanja napak, med polovico in dvojno povprečno napako. Najboljša možna povprečna RMS napaka je približno 0,05, 0,1, 0,2 in 0,4 vala, od zgoraj navzdol (učinek bi bil enak, če bi se zaslonka ohranila konstantno, in r 0 znižano). Odprtina 2 & quot; je večinoma malo prizadeta & quot; 4 & quot; je že v glavnem pod & quotdiffraction-limited & quot, medtem ko ima 8 & quot zelo malo možnosti, da bi jo kdaj dosegel, četudi za kratek čas. Očitno je, da najbolj vpliva razmerje D / ro, ker je njegova stopnja napake x2 večja od 10, kar ima za posledico jasno razvito strukturo pik (prikazana povečava je več kot 1000x na palec zaslonke ali približno 10 do 50-krat nad praktičnimi mejami za Območje zaslonke 2 & quot-16 ". Ker je velikost kotne zameglitve inverzna velikosti zaslonke, sta zameglitvi x2 v odprtini 16" in 2 "približno približno podobne velikosti.

Pegice, ki jih tvori energija, ki prihaja iz drobcev lomljene valovne fronte nad zenico, ki se v fazi sestajajo na točkah, naključno razpršenih okoli Gaussove slikovne točke, so približne velikosti difrakcijskega diska (to velja za najsvetlejšo, t.i. pike prvega reda šibkejše pike so manjše velikosti). Premer ovojnice pikic prvega reda, svetlo osrednje jedro celotne zvezdne slike, je približno analogen FWHM (Full-Width-at-Half-Maximum) PSF difrakcijske slike odprtine premera brez aberacije enako r 0, se v radianih približa z & # 955 / r 0. To pomeni, da je r 0, ne zaslonka, ki določa mejo ločljivosti. Pojav pege ni značilen le za velike profesionalne teleskope. Tudi srednje veliki amaterski teleskopi, ki slabo vidijo, začnejo razvijati strukturo pik.

Verjetno najpreprostejši model za razlago mehanizma nastajanja pik je domneva, da je odprtina teleskopa kot posledica atmosferske turbulence dejansko razbita na pododprtine, vsaka približno premera enakega r 0, z različnimi, različnimi količinami nagiba. Nastali difrakcijski vzorec je plod naloženih vzorcev pododprtin. Podobno kot pri teleskopu z več odprtinami tudi kombinirani vzorec kaže nagnjenost k segmentaciji - večinoma na območju obročev - s številom radialnih segmentov prvega reda (konic, režnjev itd.), Približno enakim številu pododprtin. Za razliko od teleskopa z več odprtinami so pododprtine, ki se oblikujejo, v optičnem neredu, slabo definirane in v stalnem gibanju. Tako povečanje števila "quotub-odprtin" hitro povzroči razpad svetlega osrednjega diska in nastanek naključne pikčaste strukture, ki je mirujoča le v časovnih intervalih, manjših od

Ker pike izvirajo iz hrapavosti valovnega fronta, ki je sorazmerna (D / r 0) 5/6, bo njihovo število večje za večje (D / r 0) vrednosti, medtem ko bo njihova povprečna kotna velikost manjša v obratnem sorazmerju z odprtino velikosti (tako ostane popolnoma razvit vzorec pik podobne kotne velikosti, ne glede na odprtino). Število pik 1. reda N lahko približamo kot razmerje med površino FWHM ovojnice pikice (približno, kotno, z & # 955 / r 0) in površino ene pike (pri 2 & # 955 / D za povprečno kotno ločitev centroidov pik) ali N

[(& # 955 / r 0) / (2 & # 955 / D)] 2 = (D / 2r 0) 2 zato se začne struktura spacka vsaj statistično oblikovati pri (D / r 0)

3 in bi moralo biti očitno pri (D / r 0)

Upoštevajte, da lahko ta približek nekoliko preceni število pik, saj temelji na r 0, kar je vidni FWHM, ki vključuje napako nagiba, to je naključno gibanje pikčaste strukture okoli njene osrednje točke.

Oblikovanje dinamične strukture pik spremeni področje teleskopa, tako da razveljavi svojo ločljivost, zaradi česar je odvisen od atmosfere in ne od velikosti zaslonke. Širjenje energije, ki jo povzroča, prav tako znatno zniža kontrast teleskopa. Ker se napaka povečuje z zaslonko, zaradi dovolj velike razlike v velikosti zaslonke pride do stopnje vidnosti napake, ki lahko odvzame prednost ločljivosti / kontrasta večji zaslonki in jo dodeli manjšemu (Sl. 78).

SLIKA 78: Vpliv videnja na vizualno povprečno gledanje PSF za tri relativne velikosti zaslonke, omenjene od najmanjše do največje kot D, 2D in 5D. Velikosti vidnega diska so le približne, saj se učinek napake nagiba pri vizualnem opazovanju razlikuje od majhnega / zanemarljivega pri (D / r 0) & lt2 do pomembnega / prevladujočega pri večjih vrednostih D / r 0.

Slika na vrhu (A) prikazuje približno vizualno velikost osrednjih difrakcijskih maksimumov v treh odprtinah za ničelno napako vida in za D / r 0 = 1 v najmanjši odprtini., D Na tej ravni vidne napake je zaslonka vizualno nekoliko nad mejo, ki je omejena z difrakcijo (0,80 Strehl), pri čemer so njeni osrednji maksimumi nedotaknjeni in nespremenjeni. V 2D odprtini je (D / r 0) = 2, pri čemer se bistveno več energije prenese na območje obročev, vendar imajo tudi osrednji maksimumi v glavnem nedotaknjeni in brez bistvene spremembe velikosti (prikazano je nekoliko povečano). 2D zaslonka zato ohrani večino prednosti ločljivosti in nekaj prednosti kontrasta.

V odprtini 5D je (D / r 0) = 5, na kateri ravni se jasno kaže struktura pik. Posledično je povprečni polmer FWHM približno enak D / 2 r 0 v enotah & # 955 F. To daje 2,5 & # 955 F ali petkrat večjo FWHM brez odstopanj za to odprtino. Z drugimi besedami, povprečni FWHM 5D zaslonke je zdaj skoraj enak kot pri petkrat manjši zaslonki s podobno mejo ločljivosti in stopnjo kontrasta (slednja je odvisna tudi od posebnosti porazdelitve intenzivnosti, vendar bomo zaradi enostavnosti domnevali, da je navedena s kotno velikostjo FWHM). Ker pa videnje niha, je še vedno mogoče, da (D / r 0) pade pod

3, povrnitev skoraj nepoškodovanih osrednjih maksimuma in dober del prednosti kontrasta / ločljivosti.

Spodnja slika (B) prikazuje te tri odprtine, kot da se vid poslabša za faktor 2. Zdaj (D / r 0) = 2 za najmanjšo odprtino, kar pomeni, da ima večino časa še vedno skoraj nedotaknjene svoje osrednje maksimume. Za dvakrat večjo odprtino je (D / r 0) = 4, s povprečno FWHM je zrasel skoraj na tisto v dvakrat manjši odprtini. Ker je ob trenutkih boljšega videza še vedno verjetno, da bo spustilo pod (D / r 0) = 3, obdrži svoje osrednje maksimume v bližini skoraj nedotaknjene, kar mu omogoča, da v teh trenutkih uresniči svojo prednost zaslonke. Vendar (D / r 0) = 10 v 5D odprtini pomeni, da ima popolnoma razvito strukturo pik, z zelo malo možnosti, da pade pod (D / r 0) = 3 (to bi se zgodilo le, če bi videli več kot trikrat boljše od povprečja). S popolnoma razvito strukturo pik je njegova meja ločljivosti približno & # 955 / r 0, saj r 0 je 1/10 zaslonke, njegova ločljivost je zdaj tudi 1/10 največje teoretične ločljivosti & # 955 / D ali le približno polovica moči ločljivosti petkrat manjše zaslonke.

Nadaljnje podvajanje vidne napake privede do najmanjše zaslonke na (D / r 0) = 4 in dvakrat večje zaslonke na (D / r 0) = 8. Slednja je zdaj na dvakrat boljši vidljivosti na podobni ravni kot 5D odprtina, medtem ko ima najmanjša odprtina še vedno realno možnost, da pade pod (D / r 0) = 3, v tem primeru se razreši in izenači oba večje odprtine. Še ena podvojitev vidne napake odvzame to prednost najmanjše zaslonke - zdaj pa bo zaslonka, dvakrat manjša od te, odpravila in kontrastirala tri večje odprtine.

Ta splošni scenarij bi se igral z recimo 150 mm, 300 mm in 750 mm odprtinami v 1, 2 in 4 ločnih sekundah (tj. r 0 od 144, 72 oziroma 36 mm).

Spodnja slika prikazuje, kako se kotna velikost difrakcijskega vzorca in njegov videz spreminjata z zmanjšanjem dolžine atmosferske koherentnosti r 0 (zgoraj) in povečanje zaslonke D (spodaj).

SLIKA 79: TOP: Pri fiksni velikosti zaslonke neprekinjeno povečevanje vidne napake povzroči, da se difrakcijski vzorec deformira, zlomi v strukturo pik in močno razširi. SPODNJE: Vpliv videnja na kotni difrakcijski vzorec ponavadi izenači zelo majhne in zelo velike odprtine glede na dejansko velikost točkovne slike (tj. Ločljivost vira točke), pri čemer ostane odprtina srednje velikosti z relativno najmanjšimi osrednjimi maksimumi.

Zmanjšanje v r 0 za določeno odprtino povzroči postopno razbijanje in povečanje difrakcijskega vzorca. Za dano r 0, bo kotna velikost vzorca za (D / r 0) & gt3 skoraj konstantna, približna vrednost & # 955 / r 0. Ko se D / r 0 zniža pod 3, osrednji maksimumi postopoma povrnejo svojo celovitost in mejna ločljivost se premakne proti & # 955 / D. Kljub temu, da so osrednji maksimumi večji od pik v večjih odprtinah, njen premer postane manjši od premera njihove primarne strukture pik. Posledično ima pri 1,5 & lt (D / r 0) & lt2,5 manjša odprtina boljšo ločljivost kot dva ali večkrat večja odprtina. Na (D / r 0)

1, raven ločljivosti v manjših in veliko večjih (petkrat ali večkrat) zaslonkah je podobna nadaljnje zmanjšanje zaslonke povzroči manjšo ločljivost v manjših in večjih odprtinah.

Če vzamemo za najmanjšo odprtino D = 50 mm in r 0

1,5 loka sekunde), nato spodnji vzorci od leve proti desni ustrezajo odprtinam 50, 100, 175, 300, 600 mm in 1,2 m. Upoštevajte, da predstavljajo povprečne statistične napake. V dejanskih razmerah na terenu, ko nihanje vida, bo zaslonka 175 mm imela D / r 0 v območju 1,5–2,5 v obdobjih boljšega vida, tako da bo ločevala manjše in večje odprtine. Tudi zaslonka 600 mm bo verjetno imela trenutke, ko D / r 0 pade na

2,5 ali nekoliko nižje, kar pa je zelo malo verjetno za zaslonko 1,2 m, ki ostaja slabša od odprtin 150-300 mm (približno) v ločljivosti.

Stopnja celovitosti vzorca neposredno določa največjo uporabno povečavo točkovnega vira, ki je opredeljena kot tista, ki je potrebna za doseganje omejene vizualne ločljivosti, ki jo omogoča vid. Omejitvena povečava za razširjeni objekt je bolj zapletena in se razlikuje glede na kontrast, svetlost in obliko detajlov. Na splošno kontrast razširjenih objektov vpliva bolj kot ločljivost točkovnega vira - in zlasti tistih z nizkim inherentnim kontrastom - zato bi morala biti vidna omejena uporabna povečava za to vrsto predmetov nekoliko manjša. Prikaz učinka videnja na kontrast in ločljivost pri manjši ali večji zaslonki je najbolje predstaviti z grafom MTF (Sl. 80).

SLIKA 80: TOP: Z upoštevanjem skoraj optimalne D / r 0 zvezdne ločljivosti

2 in ob predpostavki, da na tej ravni napak oko še vedno filtrira večino komponente napake pri nagibu, bi ustrezni vizualni MTF postavil bližje tistemu za MTF s kratko izpostavljenostjo. Kontrast v območju ločljivih svetlih podrobnosti z nizkim kontrastom bi bil na ravni 40% manjše zaslonke (črtkana siva, ki se razteza do vodoravne lestvice), medtem ko bi bil njen prag za te podrobnosti zmanjšan za približno 1/3. Njegova zvezdna ločljivost bi bila blizu teoretične meje.

Po drugi strani pa 2,5-krat večja odprtina pri D / r 0

5, bi imel vizualni MTF bližje MTF z dolgo izpostavljenostjo za to stopnjo D / r 0. Njegov nizkokontrastni prenos podrobnosti bi bil na ravni petkrat manjše popolne zaslonke, s svetlim pragom podrobnosti z nizkim kontrastom, zmanjšanim za približno 2/3. Njegova zvezdna ločljivost bi bila približno 1/3 teoretične, kar pomeni, da bi lahko bila slabša od 2,5-krat manjše zaslonke, ki ima 40% svoje mejne ločljivosti. Približne srednjefrekvenčne kontrastne ravni na ravni 40% in 80% manjše zaslonke kažejo, da bi imela večja zaslonka po uporabi faktorja razlike 2,5 zaslonke še vedno prednost pri ločljivosti podrobnosti z nizkim kontrastom. Potrdimo z zmanjšanjem širine ploskve MTF z majhno odprtino za 2,5-krat (pikčasto oranžno), zaradi česar je neposredno primerljiva z vizualno MTF večje zaslonke. Kaže, da ima manjša zaslonka boljši prenos kontrasta na vseh frekvencah z ničelnim kontrastom v večji zaslonki, kar postane pomembno za frekvence, večje od

0,4. Ima tudi boljšo omejevalno ločljivost za visokokontrastne detajle (MTF frekvenca odrezanja), vendar nekoliko slabši prag ločljivosti za podrobnosti z nizkim kontrastom. To se sprva zdi nelogično, vendar je posledica tega, da je mejna črta - ki predstavlja najmanjši kontrast, ki ga zahteva oko pri dani normalizirani frekvenci - bolj strma v manjši odprtini, če je skalirana glede na večjo odprtino, saj vsaka normalizirana frekvenca ν pri slednjem ustreza 2,5-krat višji frekvenci pri prvem, višja prostorska frekvenca pa zahteva višji minimalni kontrast.

SPODNJE: Ne smemo pozabiti, da se napaka pri gledanju spreminja s časom in da povprečena napaka ne pove celotne zgodbe. Grafi MTF kažejo učinek videnja napake na prenos vizualnega kontrasta za zaslonko v (D / r 0)

1 videnje (približno difrakcija vizualno omejena) v primerjavi z dvakrat in štirikrat večjo odprtino istega vida, kar bi lahko šteli za običajno r Nihanje 0 ((tj. Videnje napake). Zaradi večje povprečne napake je območje variacije prenosa kontrasta bistveno širše v večjih odprtinah. Tudi za dano r 0 nihanja je večje odstopanje odprtin od povprečja širše proti boljši ravni kontrasta, medtem ko je nasprotno pri manjši zaslonki. S celotnim obsegom nihanja manjše zaslonke pod večjim povprečjem zaslonke lahko rečemo, da slednja ohranja nekaj vidne prednosti kontrasta / ločljivosti pri zmerno slabem pogledu (pod D / r 0

5), če je vid edini vir napak.

Ta surovi približek z uporabo modela MTF kaže, da bi imela manjša odprtina verjetno razmeroma majhno prednost tako v planetarni kot v zvezdni ločljivosti, če je pri vidni stopnji napake D / r 0

2. Prednost je dovolj majhna, da se ne more uresničiti, če so predpostavke nekoliko pristranske do manjše zaslonke.

Glede na to, da večina drugih dejavnikov - inherentna optična kakovost, toplotno ravnovesje, odsotnost osrednje ovire, boljša kolimacija - na splošno daje prednost manjši odprtini, je verjeten scenarij, ki ga predlaga velikost osrednjih maksimumov, ki jih prizadene vid, tj. / r 0 vidna raven bi bila boljša od bistveno manjših in bistveno večjih odprtin (ploskve za dvakrat manjšo odprtino bi se prilegale med D / r 0 = 0 in D / r 0 = 2, zato je očitno, da bi jo večji od obeh večjih odprtine).

Glavne težave pri natančnejšem dostopu do učinka videnja na vizualno zmogljivost odprtin različnih velikosti povzroča postopen, nedoločen prehod od učinkovitega videnja napake, ki vključuje le komponento hrapavosti (stopnja napake kratke izpostavljenosti) pri majhnih odprtinah zaslonke (tj. Pri slabi vidljivosti ravni napake, približno D / r 0 & lt2), da v celoti vključuje tudi komponento nagiba nagiba pri veliki ravni napake (približno D / r 0 & gt5, stopnja napake pri dolgi izpostavljenosti). Dinamiko tega prehoda je mogoče nakazati le iz vidnega MTF za obe ravni napak v širokem razponu napak, ki jih povzroča vid (Sl. 81).



SLIKA 81
: MTF načrtuje kratke in dolgotrajne osvetlitvene napake, za D / r 0 območje 0-10. Točke, označene na vodoravni lestvici, označujejo približno relativno velikost zaslonke, ki ustreza frekvenci odrezanega svetlobnega detajla z nizkim kontrastom. Upoštevajte, da so ti MTF nekoliko pesimistični - bolj pri daljši kot kratki izpostavljenosti, ampak tudi pri slednji - saj temeljijo na standardnem Kolmogorovem modelu, ki predpostavlja neskončno zunanjo lestvico turbulence. V dejanskem stanju polja je zunanja lestvica turbulence vedno končna, kar ima za posledico zmanjšano napako pri videnju - predvsem pri komponenti gibanja slike (nagiba) - in razlika v primerjavi s standardnim modelom narašča, ko se vid izboljša.

Sama narava videnja - njegovo nenehno nihanje okoli povprečne vrednosti in v daljšem časovnem okviru nihanje samega povprečja bolj koristi večji zaslonki, ko niha nad povprečjem. Za dano vidno raven vrednost D / r 0 večino časa ostane znotraj 50% in

25-odstotna odstopanja lahko predstavljajo precejšen del časa. Z vidnim povprečjem po podobnem vzorcu - lahko je več ali manj v kateri koli noči, vendar bi to morala biti razumna predpostavka v območju okvirnega povprečja - r 0 bi lahko dosegel več kot dvakrat večjo velikost in bi bil v razmeroma pomembnem delu časa skoraj dvakrat večji (po drugi strani pa bi bil tudi več kot dvakrat manjši in skoraj dvakrat manjši v skoraj toliko časa) .

SLIKA 82: Poenostavljena shema variacije v r 0 okoli povprečne vrednosti. D / r 0 se spremeni v obratnem sorazmerju z njo in opazi napako sorazmerno s (D / r 0) 5/6. Za največjo amplitudo odstopanja od povprečja A, del časa, v katerem r 0 se bo razlikovalo od A avtor a, ali več, se vsaj približno približa t

0,5- (a / 2A),
kje a je odstopanje od povprečja r 0 vrednost. Na primer za verjetno amplitudo spremembe v r 0 od A = 50%, čas v katerem r 0 bo za 25% ali več večja - in vidna napaka, manjša za faktor 1 / 1,25 5/6 ali več - je t

0,25 ali približno četrtino časa.


V tem konkretnem primeru se je razmerje zaslonke večje in manjše 2,5 skoraj podvojilo r 0 bi dal večjo odprtino blizu D / r 0

2,5 (zdaj bližje ravni kratkoročne izpostavljenosti), manjša pa blizu D / r 0

1, ki skoraj sovpada s stopnjo kratke izpostavljenosti. Zgornji grafikoni MTF kažejo, da bi dal manjši zaslonki malo v izboljšani zvezdni ločljivosti, saj je bila že blizu 100%, medtem ko bi se njen planetarni kontrast razlikoval od približno 1/3 manjše zaslonke za velike podrobnosti do skoraj 90 % manjša popolna odprtina za planetarne podrobnosti blizu praga ločljivosti. Po drugi strani pa bi večja zaslonka povrnila večino svoje zvezdne ločljivosti (skoraj enake dvojnice), s kontrastom planetarnih podrobnosti na ravni približno 2-krat manjše popolne zaslonke, s pragom podrobnosti planeta, ki je prav tako primerljiv s pragom dvakrat manjša popolna zaslonka. Tako bi zlahka presegel manjšo odprtino na skoraj enakih svetilnih zvezdah, obenem pa ponovno pridobil prednost planetarnega kontrasta in ločljivosti (efektivna relativna odprtina

1,25D v primerjavi z 0,8D in 0,9D za planetarni kontrast oziroma ločljivost pri manjši zaslonki).

Vse to pomeni, da lahko bistveno manjša odprtina prekaša večjo, vendar zahteva, da so in ostanejo na določeni stopnji napake pri videnju, ki običajno vključuje ogrožene vidne pogoje. Možno je le, če je D / r 0 v večji odprtini

4 ali več, v tem primeru manjša odprtina z D / r 0

2 bo imel - vse ostalo enako - boljšo ločljivost in prenos kontrasta. Z drugimi besedami, manjša zaslonka bi lahko delovala bolje, medtem ko je napaka pri videnju dovolj velika, če pa se zaradi nihanja vida dovolj zmanjša, bi se večja odprtina odbila in bila boljša. Običajno so nihanja dovolj široka, da se to lahko zgodi.

To je seveda zelo poenostavljen koncept, pri čemer je izpuščena vloga drugih povzročenih napak (termika, kolimacija), inherentnih napak optike, pa tudi posameznikovih omejitev in izkušenj opazovalca, vendar je treba oceniti učinek samega gledanja. Pri tem lahko nastopijo tudi drugi dejavniki, na primer svetilnost teleskopske slike ob opazovanju podrobnosti z nizkim kontrastom. Odprtine, manjše od približno 6 palcev v premeru, bodo pri velikih povečavah zagotavljale manj kot optimalno svetlost slike, kar negativno vpliva na ločljivost podrobnosti očesa z nizkim kontrastom.

Naslednja stran obravnava druge pomembne vidike vidne napake: posebnosti vidnega PSF, Strehl in OTF.


Kotna ločljivost

Kotna ločljivost
Radijski teleskopi morajo biti veliko večji od optičnih, ker so valovne dolžine radijskih valov toliko večje od valovnih dolžin vidne svetlobe.

Kotna ločljivost: The kotna ločljivost teleskopa ali slike je, koliko podrobnosti lahko vidi na nebu. Na primer, če bi teleskop imel ločno sekundo ločljivosti, ne bi mogel videti nobene podrobnosti nobenega predmeta, ki zavzame manj kot 1 ločno sekundo neba.

kotna ločljivost: Merilo kotne velikosti najmanjšega predmeta, ki ga lahko ločimo s teleskopom.
Annis, Martin: Ustanovitelj ameriške znanosti in inženirstva (AS&E). AS&E je ustanovil leta 1958 s pomočjo Georgea Clarka.

teleskopa bi ta obseg videl samo eno zvezdo ali rahlo podolgovato zvezdo.

7 mm slike proti območju UC HII W3 (OH) L5
S. A. Dzib, L. F. Rodr guez, S.-N. X. Medina, L. Loinard, J. M. Masqu , S. Kurtz in K. Qiu
DOI:.

pomnoži z razdaljo med kamero in objektom.

Sposobnost teleskopa, da loči dva sosednja predmeta na nebu ali preučuje drobne detajle na površini nekega predmeta, ki je pogosto sinonim za "jasnost" ali "ostrino". .

- Wolfram
Pomen kisika
Nova tehnika bi lahko našla drugo bledo modro piko - vesolje danes
Moon razkriva, kako najti oceane, pristati na drugih svetovih - vesolje danes.

s prostim očesom je približno 1 ′, nekateri pa imajo ostrejši vid od tega. Obstajajo nezanesljivi dokazi, da so ljudje že pred izumom teleskopov videli galilejske lune Jupitra.

senzorja je odvisna od valovne dolžine opazovanega sevanja in premera odprtine senzorja. Daljši kot je valovna dolžina, večji mora biti premer odprtine senzorja za razrešitev podrobnosti.

od 4 ", je ta satelit revolucioniral rentgensko astronomijo. Deloval je dve leti in pol in zaznal na tisoče novih rentgenskih virov. Njegova opažanja so potrdila, da skoraj vse vrste zvezd oddajajo rentgenske žarke.

z enim radijskim teleskopom je približno 10 "(za največje instrumente, ki delujejo na milimetrskih valovnih dolžinah)" vsaj 10-krat grobši od zmogljivosti največjih optičnih ogledal. Ločljivost se zelo razlikuje glede na opazovano valovno dolžino.

BeppoSAX-a je bil dovolj dober, da je astronomom povedal, kam naj usmerijo druge, natančnejše teleskope v upanju, da bodo zaznali dalj časa trajajočo elektromagnetno emisijo iz razpok na drugih valovnih dolžinah.

0,75 x 10,6 , z efektivno površino 290 cm2 (Predloga: Pretvori / okrogla kvadratna dolžina) in pasovnim pasom 2-20 keV. [3]

Glej kotno hitrost giba = kotna hitrost, smisel 1

Natančneje, sposobnost radarja, da loči dve tarči zgolj z merjenjem kotov.
Na splošno je izražen z najmanjšim kotom, za katerega morajo biti cilji razporejeni, da jih je mogoče ločiti.

6,0 mikroradianov / slikovnih pik. Slikovna ravnina vsakega bo vsebovala matriko CCD z 1024 x 1024 elementi.

Opazovanja središč eliptičnih galaksij ovirajo izkrivljanja, ki jih povzročajo gibi v zemeljski atmosferi, kar omejuje

do približno ene sekunde loka, ne glede na velikost teleskopa.

Ko so teleskopi povezani med seboj in tvorijo optični interferometer, VLTI, bo imel zbiralno površino, enakovredno 16-metrski posodi, in učinkovito odprtino 200 m, kar ji bo omogočilo

4 milliarcsekunde, 25-krat ostrejši od HST.
Življenjska doba.

10. januarja 2006 so astronomi uporabili infrardeči center za visoke

Astronomy (CHARA) Array je sporočil, da se Vega vrti tako hitro (s približno 91 odstotki "stopnje razpada"), da je zaradi gravitacijskega učinka hladnejša in tudi 23 odstotkov širša vzdolž ekvatorja kot na svojih polih.

Najnovejši dodatek je CHARA (Center za visoke

Astronomy), ki ga upravlja Georgia State Univ. sestoji iz šestih 39-palčnih. Teleskopi z odprtino (1 m), razporejeni v obliki črke Y, v krogu s premerom 1300 ft (400 m).

Medtem ko odkritje pogosto sledi odpiranju novih meja v občutljivosti, valovni dolžini ali

, podrobno razumevanje običajno zahteva detektivsko delo velikega števila znanstvenikov z dostopom do ustreznih preiskovalnih orodij.

Če jih bolj ločite, povečate

(sposobnost teleskopa za ločevanje manjših predmetov na nebu).

je tisto, kar nam omogoča ločitev para - če zvezde krožijo pretesno, bodo videti kot ena.

"Naše ugotovitve Centra za visoke

Astronomski interferometrični niz omogoča neposredno merjenje zvezdnega polmera 0,3207 sončnega polmera. "
"Prav tako smo pridobili sedem let natančne avtomatizirane fotometrije, ki razkriva pravilno obdobje rotacije zvezd 89,3 dni." .

23. maj 2002 - Zelo majhen niz (VSA) in Cosmic Background Imager (CBI) sta izdala novo visoko

podatki o minutnih temperaturnih razlikah okoli neba pri sevanju črnega telesa 2.725 K, ki je ostalo od Velikega poka.

Če se masirne "lise" nahajajo v vrtljivem disku, potem uporabite zelo visoko

slike (iz zelo dolgega osnovnega polja ali VLBI) je mogoče izmeriti njihovo pravilno gibanje ali hitrost, s katero se premikajo po nebu.

Ukrep, ki se običajno uporablja za

teleskopa ali drugega instrumenta.Rekombinacija Ponovni zajem elektrona z ioniziranim atomom.
RDEČI VELIK.

Razlikovanje je nekoliko samovoljno, ker se je sposobnost ločevanja prostorskih značilnosti v kozmičnih radijskih virih skozi leta vztrajno in dramatično izboljševala zaradi uvedbe nizov teleskopov Sir Martina Rylea, ki uporabljajo tehnike sinteze odprtin za izboljšanje

Interferometrija - uporaba dveh ali več teleskopov, povezanih skupaj, da deluje kot en sam instrument. Interferometri lahko dosežejo visoko

če so posamezni teleskopi, iz katerih so izdelani, široko ločeni
Medzvezdna snov - Plin in prah v prostoru med zvezdami.

Poleg speklinske interferometrije so danes teleskopi opremljeni s sistemi, imenovanimi prilagodljiva optika, ki lahko sproti popravi izkrivljanje atmosfere. Ko se ti sistemi uporabljajo, lahko izboljšajo

- teleskopa na tleh, da deluje kot v vesolju, -.

"Ničesar ne vemo, kar bi lahko pospešilo to zvezdo," je povedal astronom zvezne države Georgia Hal McAlister, ki je vodil študijo o zvezdi v univerzitetnem Centru za visoke

(CHARA), v takratnem intervjuju.

Ogromne razdalje do zvezd pomenijo, da imajo samo najbližji ustrezne gibe, ki so dovolj veliki, da se izrazijo v ločnih sekundah na leto - pogosteje so miliarke sekunde na leto.Zaradi teh majhnih kotnih hitrosti je treba uporabiti visok teleskop

Vendar obstajajo omejitve, zaradi katerih bodo za izravnavo potrebne dodatne posode znotraj celotnega premera. Ena takih omejitev je


Katera matematična veličina izraža pomembnost odprtine v teleskopu? Ali je to f #, kotna ločljivost itd.?

Poskušam se naučiti matematične podlage optike teleskopa in sem nekoliko zmeden. Prebral sem, da je zaslonka najpomembnejša. Je to zato, ker je povečalo kotno ločljivost? Wiki stran o kotni ločljivosti je leglo zmedeno, toda ali je f / # in / ali goriščna razdalja povezana z kotno ločljivostjo teleskopov (zdi se, da je to za mikroskope)?

Prebral sem, da je zaslonka najpomembnejša

Ja, v idealnem svetu je. V resnici so pomembni tudi številni drugi dejavniki.

če pa je kotna ločljivost res najpomembnejša, bi morala biti enako pomembna tudi goriščnica. Je to prav?

Pod kotno ločljivostjo mislim na razmerje f / D, kjer je f goriščna razdalja, D pa premer odprtine

Kotna ločljivost je najmanjši kot, ki ločuje dva točkovna predmeta, ki ju teleskop še vedno loči ločeno.

Odprtina (premer primarne leče ali zrcala) narekuje ločljivost, tudi kotno ločljivost. V praktičnem smislu 100-milimetrska zaslonka (4 & quot;) zagotavlja 1 ločno moč ločljivosti. Zaslonka 200 mm daje 0,5 ločne sekunde itd. (Vse to so rahlo optimistične ocene).

Vsi idealni teleskopi z enako odprtino imajo enako ločljivost. Vendar pa bodo teleskopi z enako odprtino, vendar z različnimi primarnimi goriščnimi razdaljami ustvarili slike različnih velikosti v svojih goriščnih ravninah - večja kot je goriščna razdalja, večja je velikost slike. Ker je ločljivost enaka, to preprosto pomeni, da je linearna velikost najmanjših podrobnosti, vidnih na tej sliki, drugačna. To za vizualno astronomijo ni pomembno, je pa pomembno za slikanje: ne želite, da bi bile najmanjše podrobnosti manjše od slikovnih pik na vašem senzorju.

Vsi idealni teleskopi z enako odprtino imajo enako ločljivost. Vendar pa bodo teleskopi z enako odprtino, vendar z različnimi primarnimi goriščnimi razdaljami ustvarili slike različnih velikosti v svojih goriščnih ravninah - dlje ko je goriščnica, večja je velikost slike.

Zato je bolje razmišljati ne z ločljivostjo, temveč s kontrastom, z večjo zaslonko, ki ustvarja večji kontrast med šibkimi predmeti z veliko površino, kot je zatemnjena galaksija, in črnostjo ozadja.

Razlog, zakaj je velikost zaslonke pomembna, je ta, da vam omogoča, da zberete več fotonov in dobite boljšo ločljivost. Povečava ni tako pomembna in je običajno cenejša pri izdelavi želene goriščne razdalje kot pri izdelavi ogledala, dvakrat večjega od premera.

Uredi: Morda boste želeli tudi to objaviti na r / askcience

edit2: Temeljna omejitev, kako dobro lahko s teleskopom razrešite točkovni vir (ob predpostavki brezhibne, idealne optike), je povezana z odprtino. To velja za vsak slikovni sistem.

Večja zaslonka ne daje večje ločljivosti, daje večji kontrast, kar opazovalcu omogoča, da vidi zatemnjene predmete. Prav tako ne potrebujete brezhibne optike, saj človeško oko ne more ugotoviti razlike v primerjavi z enočetrtinskim valom, večina vrhunskih ogledal pa je natančno zmletih do desetine valov.

Za idealen teleskop je kotna ločljivost res odvisna od zaslonke. Formula je: sin (θ) = 1,22 * λ / D, kjer je θ kotna ločljivost teleskopa, λ, če je valovna dolžina svetlobe, in D je premer teleskopa (formula za nize teleskopov je nekoliko drugačna, vendar podobno).

Večja optika poleg izboljšanja kotne ločljivosti omogoča tudi ogled šibkejših predmetov. Velikost najlažjega predmeta, ki ga lahko vidite v katerem koli teleskopu, se imenuje mejna velikost, formula pa je: 5 * log (D / P), kjer je D premer optike teleskopa in P premer učenec opazovalca.

In moč zbiranja surove svetlobe je tudi neposredna funkcija površine vaše optike. Če opredelimo moč zbiranja teleskopa kot: P = π * (D / 2) 2, potem lahko takoj vidite, da bo 10-palčni teleskop v enakem času zbral 4x toliko svetlobe kot 5-palčni teleskop. Vizualno bodo to povzročili svetlejše predmete z večjim kontrastom, pri nanašanju na astrofotografijo pa bo manjši teleskop potreboval 4x toliko časa, da bo ustvaril enako osvetlitev kot večji teleskop (ob predpostavki, da imata oba goriščnico enako).

V resničnem svetu slaba optična kakovost lahko pomeni, da lahko manjši teleskop v nekaterih okoliščinah prekaša večjega, vendar če so vse druge lastnosti zaslonke določajo delovanje instrumenta.


Krožni pojav in kotna ločljivost optičnih naprav

  • Difrakcija omejuje ločljivost naprav, ki ustvarjajo slike - leč in ogledal
  • Slika vira zaradi difrakcije ni točka, temveč difrakcijski vzorec, zlasti leča vzporednih žarkov ne fokusira natančno v fokusno točko. Slika je zamazana
  • Najpomembnejša je končna velikost Airyjevega diska, po katerem je večinoma razporejena točkovna slika.
  • Če ima eden dva vira (ali dva dela, glavo in rep enega vira), tvorita dva difrakcijska vzorca v slikovni ravnini.
  • Če se diski Airy ne prekrivajo, lahko zlahka ločimo obe sliki
  • Če pa se prekrivata, na koncu ne bomo videli, da obstajata dve sliki, ampak ena
  • Pravilo Rayleighovo merilo ko še vedno lahko ločimo dve sliki, je ko je osrednji vrh ene slike v prvih minimumih druge slike . To pomeni, da je kotna ločitev (ob predpostavki majhnega kota, kot vedno pri lečah / ogledalih) med dvema slikama & Delta & theta = 1,22 & lambda / D
  • Čeprav & theta je angluarna smer od odprtine do slike, za oddaljene vire v naših približkih pa je tudi kotna smer do vira. Tako lahko rečemo, da če sta dva vira ločena z manj kot & Delta & theta = 1,22 & lambda / D, ustvarili bodo zamegljeno posamezno sliko in ne bodo razrešeni. Ta kotna ločitev je torej meja difrakcije za kotno ločljivost optičnega instrumenta
  • Primer - optični teleskop s premerom 1 m ne bo mogel razločiti dveh zvezd, ločenih z manj kot 6 & krat 10 -7 radianov, ki jih opazuje pri valovni dolžini 500 nm. (to je 0,13 arcsec)
  • Ločitev od glavnega ogledala je temeljna omejitev, kako dobra je ločljivost. V praksi je zaradi drugih učinkov lahko le slabše. V zemeljskih teleskopih glavna omejitev kotne ločljivosti običajno izvira iz turbulentnih gibanj zraka v ozračju in ne zaradi difrakcije na glavnem ogledalu.
  • Zato so najbolj oblikovane slike narejene z neba (vesoljski teleskop Hubble ima 2,4 m ogledalo - kakšna je njegova meja difrakcije?)

Vprašanje o kotni velikosti

Poskušal sem ugotoviti, kaj natančno pomeni kotna velikost nebesnega predmeta? Ali kotna velikost sovpada z ločljivostjo vašega teleskopa v arcminutah? Primer je, če je predmet v kotni velikosti ocenjen na 0,45 arcminute in moj obseg lahko razreši le 0,94 ali kaj takega pomeni, da bi bil predmet pretemen, da bi ga videl ali se sploh ne bi pojavil na okularju?

Vsak vpogled v to je hvaležen.

# 2 MalVeauX

Opazovano nebo si oglejte kot veliko kroglo. Krogla je sestavljena iz stopinj, ki se nadalje izmerijo v centimetrih in ločnih sekundah. Predmeti so v tem pogledu kotne velikosti. Če želite videti nekaj, kar se izmeri v zelo majhnih ločnih sekundah, potrebuje veliko ločljivosti v obliki razmerja zaslonke in povečave. Primer tega je delitev dvojnih zvezd ali ogled enega bolj oddaljenih planetov v našem sončnem sistemu.

Uredil MalVeauX, 7. januarja 2017 - 22:02.

# 3 GlennLeDrew

Velikost kota ni nujno omejitev vidljivosti. Na primer, v naših amaterskih teleskopih so vse zvezde dejansko ničelne točke. Vidimo jih, ker je dovolj svetlobe, da je vidna svetlobna "točka" kot Fresnelov difrakcijski vzorec.

Obstajajo zelo kompaktne in oddaljene planetarne meglice, ki so v ne velikih teleskopih dejansko "zvezdne", a vseeno vidne, če so dovolj svetle.

Pri točkovnih ali bližnjih točkah je njihova vidnost odvisna od njihove integrirane velikosti.

Razen velike površinske svetlosti, kompaktnih planetarnih meglic, se ne spomnim nobene druge vrste "mehkih" sistemskih modulov, ki bi bili morda nerešljivo majhni, a tudi vidni. Vzemimo za primer oddaljene galaksije. 1-centimetrska galaksija ima približno enako velikost kot Jupiter ali M57 (meglica Ring), toda približno na 13. magnitudi ima kateri koli teleskop, ki jo bo izpustil, dovolj zaslonke, da jo razreši kot ne-točkovno.

Dobro je ponotranjiti kote z ocenjevanjem predmetov znane velikosti skozi okular. Mimogrede boste ugotovili, da ko se svetlost predmeta zmanjša, se zdi, da je manjša, kot je v resnici. Odličen primer:

Če lahko pridete do precej temnega mesta in s prostim očesom in daljnogledom pogledate galaksijo Andromeda, boste videli, da se razteza na 2,5 stopinje vzdolž njene dolge osi. A poglejte nad kazalke zvezd Big Dipperja in * poskusite * se prepričati, da bi lahko med ti dve zvezdici, ločeni za 5 stopinj, le dve galaksiji Andromeda, konec do konca! Stavim, da bi mislili, da bi potrebovali vsaj 5, morda še bližje desetim.

Še en primer. Poglej Plejade. Predpostavite velikost kopice v primerjavi z Luno. Približno enake velikosti, morda razmišljate? Poskusite 4-5 krat premer Lune! Tudi če je Luna hkrati prisotna na nebu in lahko med njimi premikate pogled sem in tja, je ta kopica še vedno videti tako majhna. Ko pa Luna pluje skozi to zvezdno skupino ali v njeni bližini, zares spoznate, kako velika je kopica.

# 4 krizalec

Dobri odzivi. Zadnji komentar - ločljivost vašega teleskopa je običajno navedena kot teoretično izračunana meja - tj. Največja optimalna teoretična zmogljivost. Te stopnje ločljivosti dejansko skoraj nikoli ni mogoče doseči, ker je odvisna od vidljivosti, dodatne optike v vlaku itd.

# 5 Jon Isaacs

Pozdravljeni vsi

Poskušal sem ugotoviti, kaj natančno pomeni kotna velikost nebesnega predmeta? Ali kotna velikost sovpada z ločljivostjo teleskopa v arcminutah? Primer je, če je predmet v kotni velikosti ocenjen na 0,45 arcminute in moj obseg lahko razreši le 0,94 ali kaj takega pomeni, da bi bil predmet pretemen, da bi ga videl ali se sploh ne bi pojavil na okularju?

Vsak vpogled v to je hvaležen.

Če dodamo k temu, kar sta zapisala Glenn in MalVeauX:

Kotna ločljivost teleskopa se meri v ločnih sekundah, 1/60 ločne minute, kar je 1/60 stopinje. Ločljivost očesa se meri v ločnih minutah, v najboljšem primeru lahko v dveh ločnih minutah.

Ločljivost 4-palčnega teleskopa je med 1 in 2 ločnimi sekundami, odvisno od tega, kako ga določite. Takšna ločljivost je potrebna za bližnje dvojne zvezde in tanke planetarne podrobnosti, sicer pa ima večina vseh teleskopov primerno ločljivost za ogled razširjenih objektov globokega neba (galaksije in meglice), če je dovolj svetlobe.

# 6 brebisson

meritve 2D kotov so običajno v steradijanih, ker pa večina ljudi ne razume te merske enote, so Moseove 2D meritve podane v stopinjah, ob predpostavki, da se izmerjeni objekt opazovalcu zdi približno kot krog.

na tej točki je mera velikost odprtine kota, ki ga tvori kot, ki ima opazovalca kot "vir", in dve točki na nasprotnih koncih premera predmeta kot smeri za dve črti, ki tvorita kot.

Zdaj pa zavrtite tisti kot okoli črte, ki gre skozi opazovalca in središče opazovanega predmeta, in dobite stožec, katerega kot, pravilno izmerjen v steradianih, je "resnična" kotna velikost objeta. Toda to velja samo za predmete krožnega videza.

Kakor koli že, to je v povezavi z vsemi meritvami kotov, ki so podane v vašem obsegu.

vidno polje, ep vidno polje, ločljivost.

večji kot je, več vidite v globalité. Manjši, več podrobnosti vidite.

# 7 GlennLeDrew

Steradian je merska enota za kotno * površino * na * površini * krogle ali trden kot 3-D konstrukta. 2-D kotna enota je radian. Radiani ali stopinje so popolnoma veljavni, če je edini skrb vzbujajoči kot v oglišču, kar velja za kotno vidno polje instrumenta.

Uredil GlennLeDrew, 8. januarja 2017 - 12:12.

# 8 PlanetNamek

Hvala vsem za odličen podroben vpogled, tako da zdaj dobim, da bo majhna kotna velikost v bistvu potrebovala več temperature, da bi videla objekt, vendar še vedno ne morem razumeti, ali je tudi ločljivost teleskopa pomembna ? Razmišljal sem v smislu kometov in asteroidov.

# 9 Dave Mitsky

Članek o kotni velikosti, objavljen na http: //www.daviddarl. r_diameter.html je lahko zanimiv.

Kotno ali navidezno velikost lahko pretvorimo iz radianov v ločne sekunde tako, da pomnožimo z 206.265. Če delimo s 60, dobimo velikost v ločnih minutah.

Asteroidi * so videti kot zvezdaste svetlobne točke. Velikost - http: //www.icq.eps.h. u / MagScale.html - je ključni dejavnik, da jih lahko zaznamo. Kometi so veliko večje navidezne velikosti.

* Nova latinica, iz latinščine, aster, iz grščine aster-, astēr zvezda, aster

# 10 Tony Flanders

Hvala vsem za odličen podroben vpogled, tako da zdaj dobim, da bo majhna kotna velikost v bistvu potrebovala več zaslonke za ogled predmeta

Ne, na splošno je tako ne prav. Videti predmet je odvisno predvsem od njegove svetlosti in ne od kotne velikosti. Zvezde imajo kotno velikost, ki je za vse praktične namene nič, vendar so zlahka vidne s teleskopi.

Kotna velikost pa je eden glavnih dejavnikov, ki določa, ali lahko v objektu vidite podrobnosti. Možnost videti podrobnosti v predmetu ni močno povezana z njegovo vidnostjo. Če se spet vrnemo k primeru zvezd, so svetle zvezde zagotovo med najlažjimi nebesnimi predmeti za ogled. Pa vendar so tako majhni, da je v njih nemogoče videti kakšne podrobnosti - Sonce seveda razen. Zvezde so videti kot preproste svetlobne točke brez značilnosti.

V nasprotni skrajnosti je galaksijo M33 dokaj težko zaznati, ker ima majhno površinsko svetlost (svetlost na enoto površine). Če pa ga vidite, imate veliko možnosti, da vidite podrobnosti v njem, ker je njegova kotna velikost ogromna - dvakrat večji od premera Lune.

Ampak še vedno ne morem razumeti, ali je tudi ločljivost teleskopa pomembna? Razmišljal sem v smislu kometov in asteroidov.

Razreševanje moči ni vprašanje tako za komete kot za asteroide, vendar iz skoraj nasprotnih razlogov.

Asteroidi so majhni in svetli, videti so popolnoma kot zvezde. Njihova kotna velikost je premajhna, da bi jo razrešili vsi, razen največjih teleskopov, in to šele, če so atmosferske razmere popolne. V običajnih teleskopih na dvorišču so asteroidi preproste svetlobne točke.

Kometi so ravno nasprotno - so šibki in mehki, zelo podobni jedrom galaksij. Če pa jih sploh vidite, imate precej možnosti, da v njih vidite podrobnosti, saj je njihova kotna velikost precej velika.

# 11 PlanetNamek

Hvala vsem za odličen podroben vpogled, tako da zdaj dobim, da bo majhna kotna velikost v bistvu potrebovala več zaslonke za ogled predmeta

Ne, na splošno je tako ne prav. Videti predmet je odvisno predvsem od njegove svetlosti in ne od kotne velikosti. Zvezde imajo kotno velikost, ki je za vse praktične namene nič, vendar so zlahka vidne s teleskopi.

Kotna velikost pa je eden glavnih dejavnikov, ki določa, ali lahko v objektu vidite podrobnosti. Možnost videti podrobnosti v predmetu ni močno povezana z njegovo vidnostjo. Če se spet vrnemo k primeru zvezd, so svetle zvezde zagotovo med najlažjimi nebesnimi predmeti za ogled. Pa vendar so tako majhni, da je v njih nemogoče videti kakšne podrobnosti - Sonce seveda razen. Zvezde so videti kot preproste svetlobne točke brez značilnosti.

V nasprotni skrajnosti je galaksijo M33 dokaj težko zaznati, ker ima majhno površinsko svetlost (svetlost na enoto površine). Če pa ga vidite, imate veliko možnosti, da vidite podrobnosti v njem, ker je njegova kotna velikost - dvakrat večji od premera Lune.

Ampak še vedno ne morem razumeti, ali je tudi ločljivost teleskopa pomembna? Razmišljal sem v smislu kometov in asteroidov.

Razreševanje moči ni vprašanje tako za komete kot za asteroide, vendar iz skoraj nasprotnih razlogov.

Asteroidi so majhni in svetli, videti so popolnoma kot zvezde. Njihova kotna velikost je premajhna, da bi jo razrešili vsi, razen največjih teleskopov, in to šele, če so atmosferske razmere popolne. V običajnih teleskopih na dvorišču so asteroidi preproste svetlobne točke.

Kometi so ravno nasprotno - so šibki in mehki, zelo podobni jedrom galaksij. Če pa jih sploh vidite, imate precej možnosti, da v njih vidite podrobnosti, saj je njihova kotna velikost precej velika.

Hvala Tony, zdaj je to povsem smiselno. Velikost kota je, koliko podrobnosti lahko vidite na objektu, sorazmerno z velikostjo, ki bi jo tudi domneval. Najlepša hvala, da ste to razčistili!

# 12 GlennLeDrew

Kotna velikost ni nujno sorazmerna s svetlostjo. Venera in podobno velika galaksija (približno 1 arcminuta ali 1/60 stopinje) imata -4 magnitude oziroma približno 13 magnitude. Ta razlika 17 velikosti je razmerje svetlosti 2,512 ^ 17 = 6,3 milijona! Potrebovalo bi 6,3 milijona takšnih galaksij, da bi se Venera po svetlosti izenačila.

Zagotovo izjemen primer, vendar to pokaže na spektakularen način.

Z manj dramatičnega vidika imajo lahko meglice in nekatere galaksije dokaj visoko * skupno * svetlost, vendar so praktično nevidne, ker se njihova svetloba širi na precej velikem območju. Vzemi kalifornijsko meglico. Velikost je približno 1 X 3 stopinje (ali 2 krat do 6 polnih lun) in ima integrirano svetlost približno magnitude 6. To bi lahko pripeljalo do pomisleka, da bi ga lahko videli s prostim očesom pod temnim nebom, če bi ga s prostim očesom omejili naj bi bila 6,5 ​​ali 7m.

Ker pa se svetloba meglice porazdeli na tako velikem območju, je dejansko približno 15 ali 20-krat šibkejša od najtemnejšega neba. To pomeni, da je meglica, ki ji dodaja svetlobo v ospredju, v najboljšem primeru videti le nekaj odstotkov svetlejša od najbolj temnega neba, ki jo obdaja.Pri tako majhnem kontrastu ga skoraj ni mogoče videti skozi noben teleskop in za večino opazovalcev je potreben filter meglice, ki ga sploh lahko vidi. Čeprav je glede na celotno svetlost sicer na videz impresivna 6. magnituda.

Potem pa razmislite o precej šibkejši planetarni meglici 9. ali 10. velikosti majhne velikosti 30 ločnih sekund. To je * zelo * lažje videti v majhnem obsegu, kot je gromozanska Kalifornija. Svetloba te majhne planetarne meglice, čeprav je precej bolj zatemnjena *, je veliko bolj koncentrirana na majhnem območju. In tako ima zelo veliko površinsko svetlost, zaradi česar je vidno izstopa tudi pri nekaterih svetlobnih onesnaževanjih.

Za razširjene predmete, kot so meglice in galaksije, upoštevanje velikosti in skupne (integrirane) svetlosti omogoča, da dobimo površinsko svetlost, kar je pomemben dejavnik vidnosti. In zaradi zelo širokega razpona površinske svetlosti, ki ga lahko najdemo (med 15 magnitud na lok sekundo do meje zaznavnosti 25 MPSAS ali tako - razmerje svetlosti 2,512 ^ 10 = 10 000), obstaja le približno ujemanje med kotno velikostjo in skupno svetlostjo z veliko različicami.


Zbiranje in ločevanje svetlobe

Najpomembnejša od vseh moči optičnega teleskopa je njegova moč zbiranja svetlobe. Ta zmogljivost je v celoti odvisna od premera jasnega objektiva - to je odprtine - teleskopa. Primerjave različno velikih odprtin za njihovo moč zbiranja svetlobe se izračunajo na podlagi razmerja med njihovimi premeri na kvadrat, na primer 25-cm (10-palčni) objektiv bo zbral štirikratno svetlobo kot 12,5-cm (5-palčni) objektiv ([25 × 25] ÷ [12,5 × 12,5] = 4). Prednost zbiranja več svetlobe s teleskopom z večjo odprtino je, da lahko opazujemo šibkejše zvezde, meglice in zelo oddaljene galaksije.

Ločljivost je še ena pomembna značilnost teleskopa. To je sposobnost instrumenta, da jasno razlikuje med dvema točkama, katerih kotna razdalja je manjša od najmanjšega kota, ki ga lahko opazovalčevo oko razreši. Ločljivost teleskopa lahko izračunamo po naslednji formuli: ločljivost = 11,25 sekunde loka /d, kje d je premer objektiva, izražen v centimetrih. Tako ima objektiv s premerom 25 cm teoretično ločljivost 0,45 sekunde loka, 250-cm (100-palčni) teleskop enega 0,045 sekunde loka. Pomembna uporaba ločitvene moči je pri opazovanju vidnih binarnih zvezd. Tam rutinsko opazujejo eno zvezdo, ki se vrti okoli druge zvezde. Številne opazovalnice izvajajo obsežne binarne programe binarnega opazovanja in objavljajo kataloge svojih opazovalnih rezultatov. Eden največjih prispevkov na tem področju je Observatorij ZDA v Washingtonu, DC.

Večina lomilcev, ki se trenutno uporabljajo v observatorijih, ima ekvatorialne nosilce. Namestitev opisuje usmeritev fizičnih ležajev in konstrukcijo, ki omogoča, da je teleskop usmerjen na nebesni objekt za ogled. Pri ekvatorialni montaži je polarna os teleskopa zgrajena vzporedno z osjo Zemlje. Polarna os podpira deklinacijsko os instrumenta. Deklinacija se meri na nebesnem nebu severno ali južno od nebesnega ekvatorja. Deklinacijska os omogoča, da je teleskop usmerjen pod različnimi koti deklinacije, saj se instrument vrti okoli polarne osi glede na desni vzpon. Desni vzpon se meri vzdolž nebesnega ekvatorja od pomladnega enakonočja (tj. Položaj na nebesni krogli, kjer Sonce prvi dan pomladi prečka nebesni ekvator od juga proti severu). Deklinacija in desni vzpon sta dve koordinati, ki določata nebesni objekt na nebesni sferi. Deklinacija je analogna zemljepisni širini, desni vzpon pa analogni zemljepisni dolžini. Graduirane številčnice so nameščene na osi, da opazovalcu omogočajo natančno usmerjanje teleskopa. Za sledenje predmeta polarno os teleskopa gladko poganja elektromotor s sideralno hitrostjo - in sicer s hitrostjo, ki je enaka hitrosti vrtenja Zemlje glede na zvezde. Tako lahko s teleskopom dlje časa sledimo ali opazujemo, če je sideralna hitrost motorja zelo natančna. Visoko natančni motorni sistemi so postali hitro dostopni s hitrim napredkom kvarčne ure. Večina večjih opazovalnic se zdaj zanaša na kremenčeve ali atomske ure, da zagotovi natančen zvezdični čas za opazovanja in vozi teleskope z izredno enakomerno hitrostjo.

Opazen primer lomnega teleskopa je 66-cm (26-palčni) refraktor ameriškega pomorskega observatorija. S tem instrumentom je astronom Asaph Hall leta 1877 odkril dve Marsovi luni, Fobos in Deimos. Danes se teleskop uporablja predvsem za opazovanje binarnih zvezd. 91-cm (36-palčni) refraktor v Observatoriju Lick na Mount Hamilton v Kaliforniji je največji lomni sistem, ki trenutno deluje. (1-metrski [40-palčni] instrument na observatoriju Yerkes v Williams Bayu v Wisconsinu v ZDA je neaktiven od leta 2018 [glej tabela].)

Nekaj ​​pomembnih zemeljskih optičnih teleskopov
ime zaslonka (metri) tip observatorij lokacijo začetek opazovanja
Gran Telescopio Canarias 10.4 reflektor Observatorij Roque de los Muchachos La Palma, Kanarski otoki, Španija 2007
Keck I, Keck II 10, 10 reflektor Observatorij Keck Mauna Kea, Havaji 1993, 1996
Južnoafriški veliki teleskop 11.1 × 9.8 reflektor Sutherland, Južna Afrika 2005
Teleskop Hobby-Eberly 11.1 × 9.8 reflektor Observatorij McDonald Fort Davis, Teksas 1999
Veliki daljnogledni teleskop 2 ogledala, vsako 8.4 reflektor Mount Graham, Arizona 2008
Subaru 8.3 reflektor Mauna Kea, Havaji 1999
Antu, Kueyen, Melipal, Yepun 8.2, 8.2, 8.2, 8.2 reflektor Zelo velik teleskop Cerro Paranal, Čile 1998, 1999, 2000, 2000
Frederick C. Gillett Gemini Severni teleskop 8.1 reflektor Mednarodni observatorij za dvojčke Mauna Kea, Havaji 2000
Južni teleskop Gemini 8.1 reflektor Mednarodni observatorij za dvojčke Cerro Pachon, Čile 2000
MMT 6.5 reflektor Observatorij MMT Mount Hopkins, Arizona 2000
Walter Baade, Landon Clay 6.5, 6.5 reflektor Magellanovi teleskopi Cerro Las Campanas, Čile 2000, 2002
Bolšoj Teleskop 6 reflektor Posebni astrofizični observatorij Zelenchukskaya, Rusija 1976
Teleskop Hale 5 reflektor Observatorij Palomar Gora Palomar v Kaliforniji 1948
Teleskop William Herschel 4.2 reflektor Observatorij Roque de los Muchachos La Palma, Kanarski otoki, Španija 1987
Teleskop Victor M. Blanco 4 reflektor Medameriški observatorij Cerro Tololo Cerro Tololo, Čile 1974
Anglo-avstralski teleskop 3.9 reflektor Observatorij Spring Siding Siding Spring Mountain, Novi Južni Wales, Austl. 1974
Nicholas U. teleskop teleskop Mayall 3.8 reflektor Kitt Peak National Observatory Kitt Peak, Arizona 1970
Kanadsko-francosko-havajski teleskop 3.6 reflektor Mauna Kea, Havaji 1979
3.6 reflektor Observatorij La Silla La Silla, Čile 1977
Hooker teleskop 2.5 reflektor Observatorij Mount Wilson Mount Wilson v Kaliforniji 1918
Teleskop Samuel Oschin 1.2 reflektor Observatorij Palomar Gora Palomar v Kaliforniji 1948
1 refraktor Observatorij Yerkes Williams Bay, Wisconsin 1897
Lizalni refrakter 0.9 refraktor Observatorij Lick Mount Hamilton, Kalifornija 1888

Druga vrsta lomnega teleskopa je astrograf, ki ima običajno objektivni premer približno 20 cm (8 palcev). Astrograf ima fotografsko ploščo, nameščeno v goriščni ravnini objektiva, tako da je mogoče posneti fotografije nebesne krogle. Fotografije so običajno posnete na steklenih ploščah. Glavna uporaba astrografa je določitev položaja velikega števila šibkih zvezd. Ta mesta se nato objavijo v katalogih, kot je AGK3 in služijo kot referenčne točke za fotografiranje v vesolju.