Увеличить кратность подзорной трубы
Обновлено: 04.07.2024
Подзорная ТРУБА с 85х увеличением
Вооружившись этими познаниями, вы идёте копаться в коробках с разным хламом, на чердаке, в гараже, в сарае и т. д. с четко обозначенной целью – найти побольше разных линз. Это могут быть стекла от очков (желательно круглые), часовые лупы, линзы от старых фотоаппаратов и т. д. Набрав запас линз, приступаете к измерениям. Вам нужно подобрать объектив с фокусным расстоянием F побольше и окуляр с фокусным расстоянием f поменьше.
Измерить фокусное расстояние очень просто. Линза направляется на какой-либо источник света (лампочка в комнате, фонарь на улице, солнце в небе или просто освещенное окно), за линзой располагается белый экран (можно лист бумаги, но картон лучше) и передвигается относительно линзы до тех пор, пока на нем не получится резкое изображение наблюдаемого источника света (перевернутое и уменьшенное). После этого остается измерить линейкой расстояние от линзы до экрана. Это и есть фокусное расстояние. В одиночку вы вряд ли справитесь с описанной процедурой измерения – вам будет не хватать третьей руки. Придется позвать на помощь ассистента.
Подобрав объектив и окуляр, вы приступаете к конструированию оптической системы для увеличения изображения. Берете в одну руку объектив, в другую – окуляр и сквозь обе линзы рассматриваете какой-нибудь удаленный предмет (только не солнце – запросто можно остаться без глаза!). Взаимным перемещением объектива и окуляра (стараясь, чтобы их оси оставались на одной линии) добиваетесь четкого изображения.
Получится увеличенное изображение, но все еще перевернутое. То, что вы сейчас держите в руках, стараясь сохранять достигнутое взаимное положение линз, и есть искомая оптическая система. Осталось только зафиксировать эту систему, например, поместив внутри трубы. Это и будет подзорная труба.
Но не надо торопиться со сборкой. Сделав подзорную трубу, вас не устроит изображение «вверх ногами». Эта проблема решается просто с помощью оборачивающей системы, получаемой добавлением одной или двух линз, идентичных окуляру.
Оборачивающую систему с одной соосной дополнительной линзой получите, поместив ее на расстоянии примерно 2f от окуляра (расстояние определяется подбором).
Интересно отметить, что при этом варианте оборачивающей системы удается получать бóльшее увеличение, плавно отдаляя дополнительную линзу от окуляра. Впрочем, сильного увеличения получить не удастся, если у вас не очень качественный объектив (например, стекло от очков). Чем больше диаметр объектива, тем больше будет получаемое увеличение.
Эту проблему в «покупной» оптике решают, составляя объектив из нескольких линз с разными коэффициентами преломления. Но вас эти подробности не волнуют: ваша задача – разобраться в принципиальной схеме прибора и построить по этой схеме простейшую действующую модель (не потратив ни копейки).
Оборачивающую систему с двумя соосными дополнительными линзами получите, расположив их так, чтобы окуляр и эти две линзы отстояли друг от друга на одинаковых расстояниях f.
Теперь вы представляете себе схему подзорной трубы и знаете фокусные расстояния линз, поэтому приступаете к сборке оптического прибора.
Хорошо подходят для сборки ПХВ трубы различных диаметров. Обрезков можно набрать в любой сантехнической мастерской. Если линзы не подходят по диаметру трубки(меньше), размер можно подогнать нарезав кольца из трубки близкой к размеру линзы. Кольцо разрезается в одном месте и одевается на линзу, Туго закрепляется изолентой- обматывается. Аналогично подгоняются и сами трубки, если линза больше диаметра трубки. Таким способом сборки у вас получится телескопическая подзорная труба. Удобно настраивать увеличение и резкость путем передвижением гильз прибора. Добиваться большего увеличения и качества изображения передвигая оборачивающую систему, наводки резкости двигая окуляр.
Процесс изготовления, сборки и настройки очень увлекателен.
Ниже моя труба с увеличением в 80х - почти как телескоп.
Трубу можно превратить и в телескоп. для этого нужно изготовить отдельный объектив из трубы ПХВ и линзы от лупы диаметром 120 мм. с фокусным расстоянием 140 мм см.фото
Дно гильзы объектива и линза в оправе закрепляются шурупами, а так же изготовляется еще одна гильза. Она будет вставлена в объектив и закрепляется горячим клеем.
Снимаем с трубы ее объектив, а саму трубу вставляем в объектив телескопа. Двигаем, настраиваем лучшее увеличение, резкость как описано выше. Все, телескоп готов.
Как увеличить кратность подзорной трубы
Применимость увеличений в астрономическом телескопе / Хабр
Увеличение является наиболее неправильно понятым параметром телескопов, причем не только новичками. Новые пользователи телескопа часто предполагают, что большее увеличение дает лучший результат. Но они быстро узнают, что это редко так, и даже наоборот, более низкая кратность почти всегда дает лучшее изображение.
Планетные наблюдения, Сочи, 600 метров над уровнем моря. (На фото: К. Радченко)
Почему большое увеличение не всегда хорошо?
Есть несколько причин, по которым большое увеличение не может быть предпочтительным. Обычное предположение новых астрономов-любителей состоит в том, что, поскольку мы пытаемся наблюдать объекты, которые находятся очень далеко, мы хотим увеличить их немного, чтобы приблизить их. Но большинство объектов на ночном небе, несмотря на то, что они очень далеко, кажутся очень большими. Например, туманность Ориона выглядит более чем в два раза больше полной Луны, а галактика Андромеды — в шесть раз больше. Хотя Андромеда находится в 70 триллионах раз дальше Луны, она также и в 420 триллионов раз больше нашей спутницы! Большое увеличение дает небольшое поле зрения, а это означает, что большой объект может не вписываться в поле зрения телескопа.
Вид галактики в Андромеде: справа при большем увеличении, но всю галактику Андромеды можно увидеть только в режиме малой кратности — слева
Еще одна причина, по которой увеличение не стоит сильно увеличивать, связана с яркостью изображения. Неудачный закон физики гласит, что когда увеличение удваивается, изображение становится в четыре раза менее ярким. Большинство небесных объектов очень слабые, поэтому делать их тусклее, чем необходимо, не рекомендуется. Вот почему самая важная вещь в телескопе — это апертура (диаметр объектива), а не увеличение. Яркость является ключом к астрономическим наблюдениям.
Изображение туманности Ориона: справа увеличено, но также и более тускло, чем при малом увеличении — слева
Некоторые объекты, однако, маленькие и яркие и поэтому хорошо выдерживают большие увеличения. Планеты как раз попадают в эту категорию. Юпитер, несмотря на то, что является самой большой планетой в нашей Солнечной системе, находится достаточно далеко (644 миллиона км.), и виден как 1/36 размера полной Луны. Тем не менее, Юпитер ярче любой звезды на небе. Столь большие увеличения хорошо работают на Юпитере, Сатурне, Марсе и других ярких объектах, таких как Луна.
Сколько стоит слишком много?
Так почему бы просто не увеличить Юпитер столько, сколько мы хотим? Если в 200х он выглядит лучше, чем в 50х, разве не должен он выглядеть лучше в 600х или 1000х? Нет, и есть две причины, почему.
Первая связана с самим телескопом. Яркость объекта зависит от размера телескопа и увеличения. Чем больше света вы можете собрать (чем больше площадь объектива, которая зависит от его диаметра), тем больше вы можете увеличить кратность инструмента, прежде чем изображение станет слишком тусклым. Кроме того, разрешение, или мельчайшие детали, которые можно увидеть, также зависит от размера диаметра объектива. Это означает, что существует теоретический верхний предел того, насколько телескоп может увеличивать, прежде чем изображение станет блеклым и слишком размытым. Это определяется очень простым уравнением:
Например, 75мм телескоп имеет максимальное теоретическое увеличение 150x. 150мм телескоп может увеличивать в 300 раз, а 200мм телескоп — в 400 раз. Однако это строго теоретический максимум, потому что основным ограничивающим фактором является не сам телескоп.
Обычным ограничивающим фактором при максимальном увеличении является атмосфера Земли. Так как мы должны смотреть через толщу атмосферы, чтобы увидеть что-либо в космосе, то чем больше мы увеличиваем небесные объекты, на которые мы смотрим, тем больше мы увеличиваем негативное влияние атмосферы. И если атмосфера турбулентная, эта турбулентность будет иметь тенденцию размывать изображение. Устойчивость атмосферы называется условиями наблюдения. Когда видимость хорошая, атмосфера является устойчивой, и изображение выглядит очень четким. Когда видимость плохая, атмосфера очень турбулентная, и изображение выглядит размытым. В ночи плохой видимости даже хороший телескоп не может дать больше деталей в изображении.
Юпитер в отличных условиях видимости
Юпитер в плохих условия видимости
Реальный верхний предел увеличения, независимо от того, насколько велик телескоп, в среднем за ночь будет примерно 250х — 300х. В плохую ночь вы не сможете превысить 100-150x. Обратите внимание, что условия наблюдения и прозрачность (чистота атмосферы) не одинаковы. Часто очень темные, ясные ночи будут иметь плохие условия видимости, в то время как туманные ночи с низкой прозрачностью часто дают прекрасную видимость. Вызвано это тем, что в верхних слоях атмосферы стихают вихревые потоки, портящие картинку.
Хорошо, если слишком много плохо, а как насчет низкого увеличения?
Меньшее увеличение дает более широкое поле зрения и более яркое изображение. Однако так же, как существует такая вещь, как слишком большое увеличение, существует и такая вещь, как минимальное увеличение. Минимальное увеличение определяется выходным зрачком системы телескопа. Выходной зрачок — это диаметр луча света, выходящего из окуляра. Чем больше этот луч, тем ярче будет изображение. По крайней мере, до той поры, где диаметр выходного зрачка телескопа не будет превышать диаметра зрачка глаза наблюдателя.
Разный размер выходных зрачков. Большой выходной зрачок справа шире зрачка глаза наблюдателя.
Если выходной зрачок шире, чем зрачок глаза наблюдателя, пропадает яркость картинки. Эффект точно такой же, как ограничение апертуры телескопа (диафраграмирование). Размер зрачка наблюдателя зависит от того, приспособлен ли наблюдатель к темноте и сколько ему лет (максимальный размер зрачка уменьшается с возрастом). Типичный адаптированный к темноте зрачок имеет 7 мм в диаметре. Глаза пожилых наблюдателей могут открываться только на 5 или 6 мм. Предполагая стандартный размер человеческого зрачка в темноте равный 7 мм, есть простое уравнение для минимального увеличения:
Оптимальное увеличение
Вторая проблема заключается в том, что уменьшение увеличения уменьшает масштаб изображения и детализацию. Наилучшее разрешение человеческого глаза достигается при использовании меньшего диаметра выходного зрачка инструмента. Наблюдательные эксперименты обычно обнаруживают, что для наблюдения объектов глубокого космоса лучшую картинку можно увидеть с выходным зрачком от 2 мм до 3 мм. Это будет увеличение в 35-50 раз на 100мм телескопе, 70-100x на 200мм и 120-175x на 350мм. Более низкое увеличение может быть необходимо, чтобы охватить весь большой объект в одном поле зрения. Но при попытке наблюдать мелкие детали в галактике, или туманности, или в шаровом скоплении звезд, средние увеличения могут оказаться идеальными.
Для просмотра планет можно использовать более высокую кратность. Конечно, каждый объект, телескоп и наблюдатель уникальны, поэтому определенные увеличения могут быть лучше для определенных комбинаций. У большинства астрономов есть три окуляра — один большой кратности, один средний и один низкий — для покрытия различных условий наблюдения. Обычно они находятся в диапазоне от 50x до 250x, так как он охватывает все, от широкого поля до высокой кратности. Большое увеличение может быть полезно для отличных ночей, но, скорее всего, это будет окуляр, который редко используется. Меньшая мощность может быть полезна для более широких полей зрения.
Посмотрите на калькулятор увеличения, чтобы определить кратность любой комбинации окуляра и телескопа.
Константин Радченко, главный редактор группы «Open Astronomy».
Увеличение телескопа
◄ 2.2. Разрешение телескопа ▐ 3.ТЕЛЕСКОПНЫЕ АБЕРРАЦИИ ►
Увеличение телескопа дается соотношением размера изображения, производимого на сетчатке, когда смотреть в телескоп по сравнению с размером изображения сетчатки невооруженным глазом. Как показано на фиг. 7 шоу, изображение размер на сетчатке в обоих случаях пропорционален видимому углу обзора, что дает увеличение телескопа как MT = ε / α, ε и α кажущийся и истинный (полу) угол зрения соответственно. Для достаточно малая ε , углы связаны почти как их касательные. Замена двух уголков - с их касательными (tanε = h '/ E и tanα = h '/ O) дает увеличение телескопа как:
с O, E - фокусное расстояние объектива и окуляра соответственно. За простота, будет учтено фокусное расстояние телескопа и окуляра численно положительный.Кроме того, поскольку большинство объективов телескопов имеют форму перевернутое изображение объекта, не изменяемое окуляром, их увеличение, по определению, численно отрицательное; для простоты, здесь он будет численно положительным, так как он не используется для другие (более широкие) расчеты.
С этого момента отношение предполагает малый угол зрения, оно строго верно только для небольшие угловатые объекты, угол в окуляре не должен превышать 10 градусов.Когда касательная увеличивается быстрее, чем угол, большие угловые объекты в окуляре будет иметь меньшее фактическое увеличение, чем указано эта формула. Например, объект с 1 угловой минутой увеличен до 1 видимый размер будет иметь фактическое увеличение 60, точно так же, как формула указывает. Но объект в 30 угловых минут увеличился до 30 видимых размер также будет иметь фактическое увеличение 60, а формула указывает 61,4.
Увеличение телескопа можно разделить на две составляющие: (1) увеличение объектива и
(2) Увеличение окуляра .Увеличение изображения, образованного объектив либо относительно отображаемого объекта ( абсолютное значение , либо оптический увеличение ), или относительно его видимого размера невооруженным глазом ( видимое увеличение ). Первое выражается простой формулой:
с - фокусное расстояние телескопа, а O расстояние до объекта (РИС.7). Очевидно, что для астрономических объектов она очень мала из-за их огромные расстояния. Видимое увеличение объектива равно соотношение угла обзора своего объекта-изображения с наименьшего расстояния четкости зрения (в среднем 250 мм) до угла обзора объекта наблюдается прямо. Поскольку эти углы достаточно малы, они могут быть заменены их касательными, давая видимую цель увеличение как
для фокусного расстояния в мм.
От изображения к объективу разделение I (также численно положительное) кажущееся Увеличение телескопа Ma = (I -) /, который определяет расстояние до объекта в терминах I и как O = I / (I-). Из-за огромных расстояний до астрономических объектов - так с I только незначительно больше - их абсолют увеличение в телескопе приближается к нулю.
Окуляр действует как увеличительное стекло, эффективно позволяя глазу наблюдать объект-маг, образованный объективом, с расстояния фокусное расстояние окуляра (E в РИС. 7). Это увеличивает изображение в несколько раз. ME = ε / β, с ε а также β видимый угол обзора в окуляр и невооруженным глазом (последний также называется "истинным" углом или полем зрения), соответственно (фиг.6-7). Опять же, для малых и средних углов обзора ε мы можем заменить углы их касательными (tanβ = h '/ V
h' / 250 для h ' в мм), что дает коэффициент увеличения окуляра как
для окуляр ф.л. E в мм. Таким образом, видимое увеличение телескопа - это продукт двух увеличений - начальное видимое увеличение объектива, и последний у окуляра - в результате Mt = MaMe
/ E.Конечно, окуляр увеличивается за счет увеличения видимого угла лучи сходятся к глазу, но он производит коллимированные лучи и, следовательно, не дает реального изображения. Это глаз который фокусирует эти коллимированные лучи в точечные изображения.
Как уже отмечалось, для больших углов обзора в окуляр используйте касательную приводит к увеличению, превышающему фактическое значение. Например, 5 мм высокое изображение объекта на оптической оси просматривается через объектив 50 мм f.л. окуляр под углом α задано как tanα = 5/50, давая α = 5,7 видимый угол обзора градусов. И тот же объект-образ наблюдал через 10 мм ф.л. окуляр имеет видимый угол обзора α '= 26,6 градусов. В то время как увеличение на основе тангенса (т.е. окуляра f.l.) коэффициент равен 5, фактический коэффициент увеличения для окуляра 10 мм против 50 мм составляет 26,6 / 5,7 = 4,7.
Пока нет единое оптимальное увеличение для всех типов астрономических объектов и Для людей существует диапазон так называемого полезного увеличения .На низкой стороне В этом диапазоне предел устанавливается размером зрачка глаза. Не должно быть меньше "выходного зрачка" телескопа - изображение входного зрачок (объектив), образованный окуляром. Выходной зрачок выглядит как яркий круг света, плавающий перед окуляром , линзой глаза (линза окуляра обращена к глазу). В чтобы уловить весь свет, попадающий в телескоп, линза глаза должна размещаться по месту нахождения выходного ученика и, конечно же, с целью избегать потери света, зрачок должен быть как минимум такой же ширины, как выходной зрачок.Поскольку диаметр выходного зрачка определяется как P = D / Mt = '/ F, наименьшее увеличение, которое все еще сохраняет светосила Mt = D / '. Для среднего зрачка глаза максимум 6 мм, это означает D / 6 для D в мм.
Установлен предел увеличения увеличения. в первую очередь из-за несовершенства изображения, но также из-за затемнения, потери поля, вибрации и физиология глаз. Как мы видели, даже идеальная оптика будет не создавать идеальные изображения из-за эффекта дифракция.Изображение точечного объекта размазывается в узор конечного размера. Увеличенный достаточно (примерно до 4-5 угловых минут) он становится видимым для глаза, и нет никакой пользы в разрешении от дальнейшего увеличения увеличения. Взяв стандартный предел разрешения для пары примерно одинаково ярких точечные источники 4,5 / D ( D в дюймах) угловых секунд (1 / 13D в угловых секундах) минут), необходимо увеличение до 5 угловых минут. пара относительно ярких изображений точечного объекта на пределе разрешения задается как
67D, или 67x на дюйм апертуры (
2.7D для D в мм).
Часто указываемый предел диафрагмы 50x на дюйм полезное увеличение восходит к 1940-м годам, когда Аллин Томпсон использовала смесь теоретического предела дифракционного разрешения для точечных источники, анекдотические отчеты о пределе звездного разрешения невооруженным глазом (ε Lyrae) и результаты собственных экспериментов группы невооруженным глазом. Пределы разрешения для пар 0,0003-дюймовых светящихся отверстий в будущем до четырех угловых минут в качестве приблизительного среднего разрешающего предела для точечные объекты ( Изготовление собственного телескопа , с173-174).Комбинируя ее с предельной формулой Доуэса для минимально разрешимой расстояние между звездами в угловых секундах α = 4,56 / D для апертуры D в дюймах, для соответствующей увеличение M необходимо для увеличения этого предела до четырех угловых секунд (т.е. 240 угловых секунд), получено M = 240 / α = 52,6D.
В соответствии с этим, более высокие увеличения, чем
50x на дюйм апертуры не принесет дополнительных преимуществ.
Однако соображение Томпсона упустило возможность признать что разрешение точечного источника телескопа и невооруженного глаза отчетливо другой.Первый ограничен дифракцией, а второй - аберрации. При диаметре зрачка 4 мм, что было расчетным размером зрачка. уровень в своих экспериментах с разрешением крошечного отверстия (невооруженный зрачок размер при разрешении ε Лиры как минимум такой же большой), глаз не корректируется с офтальмологическими линзами в среднем составляет около 1 волны RMS (в основном) комбинированного расфокусировка и астигматизм. Результирующее дифракционное размытие примерно равно в десятки раз больше диска Эйри и, что еще важнее, его угловатая размер составляет около 8 угловых минут, что явно больше максимального угловой размер по-прежнему воспринимается глазом как точка-объект.
В отличие от наблюдателя невооруженным глазом, пользователь телескопа имеет Преимущество ошибки расфокусировки глаза исправляется перефокусировкой окуляра. Эта уменьшает среднеквадратичную ошибку примерно в четыре раза за счет дифракции размытие уменьшается почти до такой же степени, примерно до 3 угловых минут (ФИГ. 236А). Следовательно, средний пользователю телескопа потребуется всего около 1/3 увеличения, рассчитанного Томпсона - около 17x на дюйм апертуры - для теоретической разрешение двухточечных объектов на пределе Дауэса.Соответствующие Выходной зрачок окуляра - и эффективный зрачок глаза - составляет около 1,5 мм в диаметр, при котором средний глаз лучше, чем дифракционно-ограниченный, и телескопический глаз - из-за исправленной ошибки расфокусировки глаза - безусловно дифракция ограничена. Однако, поскольку угловой диаметр FWHM на этом уровне увеличения составляет все еще всего 1,26 угловой минуты, или около 2,5 угловых минут для двух касаний Комбинированные значения FWHM (по длине), изображение все еще слишком маленькое для глаза. четко различить его форму.Для этого объединенное изображение должно быть дополнительно увеличен примерно до 5 угловых минут (увеличение
34x на дюйм). Увеличение увеличения до двух раз (70x на дюйм, с каждым FWHM увеличена примерно до 5 угловых минут) все еще дает небольшой выигрыш, и необходимо для достижения предельного разрешения.
Очевидно, если принять предел разрешения невооруженного глаза как критерий разрешения телескопа был неподходящим, но полученный результат при необходимом увеличении - 50х на дюйм - оказался хорошее приближение к фактическому уровню увеличения, необходимому для достижения дифракционный предел звездного разрешения.
При использовании в полевых условиях наведенные аберрации телескопа, особенно увидев ошибку, может значительно ухудшить предел разрешения, как показано на РИС. 19 . Далее следует более подробное рассмотрение факторов, связанных с ограничение звездного разрешения и его характеристики.
Простое рассмотрение на основе сетчатки физиология (, фиг.18, слева) указывает, что разрешение фовеа двух световых пятен требует, чтобы они были разделены хотя бы одним неосвещенным конусом, как показано на рисунке ниже.С наименьшими конусами меньше полминуты дуги в диаметре (около 2 мкм), предел разрешения двух дифракционных дисков, которые не превышают примерно 1/2 угловой минуты в диаметр приблизительно в два раза больше диаметра конуса, или 0,8 дуги минута. Поскольку центры дисков разделены двойным диаметром, соответствующее угловое расстояние примерно вдвое больше углового диаметр. Принимая, что этот диаметр равен FWHM PSF, или λ / D, на средний, (несколько меньше для слабых и несколько больше для ярких звезд), это разделение соответствует удвоенному звездному дифракционный предел разрешения, λ / D.
Теоретически минимум мог бы быть несколько лучше, если бы изображения звезды меньше конуса и расположены ближе к край соответствующего конуса. Например, изображения звезд примерно 1/5 диаметр конуса может составлять примерно 1/10 его диаметра от его край, с минимальным расстоянием около 1,2 диаметра конуса, то есть 0,5 угловой минуты. Это кажущееся угловое разделение; относиться это с фактическим угловым разделением двух звезд, нам необходимо учитывать коэффициент увеличения.Взяв снова дифракционную полуширину (λ / D в радиан, или 3438λ / D в угловых минутах, что при замене λ = 0,00002165 на λ и D в дюймах, получается FWHM '= 1 / 13,43D угловых минут) в качестве предельный коэффициент разрешения. Выражение номинального (фактического) увеличение M N на дюйм апертуры, так как M = MN / D, кажущийся размер (диаметр) FWHM:
FWHMA = MN x FWHM '= MN / 13,43D = М / 13.43
Таким образом, чтобы на полувысоте звезды достигала 1/5 диаметра конуса, или 0,08 угловые минуты требует MN = D (дюймы) номинальное, а M = 13,43x0,08 = 1 на дюйм увеличения диафрагмы.
Очевидно, это невозможно, так как требует выходной зрачок окуляра (задается как E = D / MN, или E = 1 / M, E - диаметр выходного зрачка) размером до 1 дюйма. Для условного предела размера выходного зрачка 6 мм (0,236 дюйма), что соответствует максимальному раскрытию диафрагмы для среднего глаза, соответствующее увеличение на дюйм апертуры составляет M = 1 / E = 4.24. Следовательно, соответствующая наименьшая видимая FWHM на сетчатке равна 0,08x4,24 = 0,34 угловых минут, что примерно на 15% меньше диаметра конуса. Это подразумевает что минимальное разрешение двух таких FWHM может быть на 7-8% меньше, чем 2λ / D. Однако это могло произойти только в том случае, если размер проецируемого изображения FWHM на сетчатку существенно не влияет аберрации глаза. Это не тот случай. Как показано на фиг. 236A показано аберрированное размытие (с поправкой на расфокусировку глаз, поскольку для телескопической проушины) при M
5 мм охватывает почти 10 микрон, или 3-4 угловые минуты (это, конечно, варьируется в зависимости от телескопической звезды). яркость и индивидуальный уровень аберраций глаза).
РИСУНОК 18 : СЛЕВА: Иллюстрация концепции разрешения на основе от размера фовеального конуса. Они имеют диаметр около 2 мкм или 0,4 дуги. минут на сетчатке. Угловой диаметр дифракционной полуширины в телескоп с апертурой D составляет
λ / D в радианах или 3438λ / D в угловых минутах, λ - длина волны света. Для типичного круга любителей диафрагмы от 4 до 16 дюймов и λ = 550 нм, диапазон от 0.От 019 до 0,0047 дуги минут. Он намного меньше конуса, но его видимый угловой размер на сетчатке больше на коэффициент увеличения телескопа. Top : При увеличении
5x на дюйм, дифракционная FWHM увеличивается до углового размера фовеального конуса, с соответствующее предельное разрешение примерно вдвое больше разрешения предел λ / D или 2λ / D. Это, однако, предполагает отсутствие аберраций в глазах; так как на этом низком уровне относительное увеличение выходной зрачок все еще довольно велик, фактическая FWHM значительно увеличивается на аберрации глаза, и разрешение значительно ниже.В частности, яркая центральная часть дифракционное размытие при увеличении
5x на дюйм и соответствующем
5 мм Диаметр выходного зрачка окуляра составляет примерно 3-4 угловые минуты (варьируется со звездной яркостью). Поскольку это размытие охватывает примерно 6-8 фовеалов конусов, минимальное расстояние, необходимое для разрешения, составляет около 7 конусов ширины, или 3 угловых минуты. В результате фактическое предельное разрешение при этот уровень увеличения более чем в три раза хуже, чем будет без аберраций глаза или
7λ / D.Увеличение вдвое до 10x на дюйм дает выходной зрачок окуляра
2,5 мм, при котором телескопический глаз с поправкой на дефокус лучше, чем с ограничением дифракции, с ограничением разрешение точечного источника практически идентично разрешению без аберраций глаз. Размер аберрированного размытия быстро уменьшается с уменьшением зрачков, с ошибкой зрения. достижение ограниченного дифракцией максимума при увеличении примерно 7x на дюйм (т.е. диаметр
3,5 мм). При увеличении 15x на дюйм, предельное разрешение составляет около 4/3 дифракционной FWHM, или 1.3λ / D ( средний ). Полуширины показаны с неосвещенным конусом между ними, но они уже покрывает достаточное количество конусов, что может не понадобиться для разрешения. Это не требуется при 25x на дюйм ( нижний ). СПРАВА: График% предела разрешения звезды как функция Увеличение телескопа для реального, аберрированного (черный) и гипотетический глаз без аберраций (синий). При 20x на дюйм телескоп разрешается близко к 110% (т.е.Расстояние на 10% больше, чем при дифракции limit), только примерно на 5% лучше, чем при 30x на дюйм.
Как уже упоминалось, телескопический глаз ограничен дифракцией. при диаметре выходного зрачка около 3 мм и менее, что соответствует увеличение примерно 8,5x на дюйм и выше. При 10x на дюйм При увеличении полуширина звезды составляет около двух конусов (4 мкм, 0,8 угл. видимая минута) в диаметре, с пределом разрешения, близким к разрешению гипотетический глаз без аберраций, но глаз все еще не может разрешить два Полуширина на пределе дифракционного разрешения, т.е.е. те почти соприкасаются изображение цели. Причина в том, что слишком мало конусов участвуют в обнаружении, требуя по крайней мере одного неосвещенного конуса между двумя FWHM, и его угловой размер все еще слишком мал для глаза, чтобы различить форму двух смежных FWHM. Для этого их размер должно быть около 5 угловых минут вместе, что требует увеличения почти 30x на дюйм. На данный момент FWHM охватывает более десятка конусов, и нет необходимости в неосвещенном конусе между двумя FWHM.Однако, поскольку это пороговый уровень для среднего глаза, в дальнейшем увеличение увеличения позволяет еще лучше разрешить, хотя прирост относительно невелик. При 50x на дюйм - вот что нужно Дауэсу для достижения предельного разрешения - каждая FWHM составляет 4 угловых минуты в диаметр - 8 угловых минут вместе, при касании - и предел разрешения практически достигнуто.
Актуальная нейронная обработка, связанная с зрительным восприятием глаза. функция, конечно, намного сложнее.Но эта упрощенная концепция предполагают, что увеличение звездного разрешения не масштабируется линейно с увеличение увеличения. Он выше, когда увеличение увеличивается в меньший диапазон, постепенно уменьшающийся с увеличением увеличения, и падает до незначительного примерно при 50х на дюйм апертуры и выше, поскольку приведенный выше график показывает.
Читайте также: