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:

Максимальное увеличение телескопа = D х 2
D — диаметр объектива в мм

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:

Минимальное полезное увеличение = D / 7
D — диаметр объектива в мм

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.

Надеюсь данная статья окажется для кого-то полезной!
Всем чистого неба и успешных наблюдений!

Константин Радченко, главный редактор группы «Open Astronomy».

Увеличение телескопа

телескоп Ѳ ptics.net ▪ ▪ ▪ ▪▪▪▪ ▪ ▪ ▪ ▪ ▪ ▪ ▪ ▪ ▪ СОДЕРЖАНИЕ

◄ 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 ~ 5x и E ~ 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.

Однако предполагая разрешение, ограниченное дифракцией, эта концепция не учитывает влияние атмосферной ошибки на дифрактограмму.Увеличения разрешение дифракции может быть недостижимо в полевых условиях; для достижения 105% дифракционного предела звезды потребуется 30x на дюйм увеличение диафрагмы или около 120x и 240x для 4-дюймовых и 8-дюймовых диафрагмы соответственно. Почти 100% разрешение вдвое больше. По мере увеличения диафрагмы типичное изображение вызывает поломку и расширение дифракционный FWHM, вызывающий телескопическое разрешение - и соответствующий увеличение - до видимость ограничена .В типичных 2-х дуговых секунд, отверстия диаметром от 8 дюймов и выше будут иметь предел их разрешения и увеличение, необходимое для его достижения постепенно уменьшается. Расширение на полувысоте при длительной экспозиции аппроксимируется (D / r0) отношение (при r0≤D), где r 0 длина атмосферной когерентности (около 3 дюймов для 550 нм длина волны за 2 угловых секунды видимости, изменяющаяся обратно пропорционально видя). Расширение при короткой выдержке в общий 1 <(D / r0) <5 диапазон примерно вдвое меньше или примерно равен (D / 2r0) соотношение (для r0≤0.5D), как показано на фиг. 79, дно.

Произвольный приблизительная корректировка сделана для визуальной FWHM, которая при низком D / r0 по размеру ближе к полуширине короткой выдержки, постепенно становясь почти такой же большой, как FWHM с длинной выдержкой за пределами D / r0 ~ 5. В результате получается оптимальное увеличение с ограничением по видимости (красный, с "оптимальный" определяется как необходимое для достижения предельного разрешения для данного видя FWHM), а так же нужно увеличения для дифракционно-ограниченных звездных разрешение без изображения (прямые линии) соответствует графику слева (, фиг.19 ). Предполагается, что звездное разрешение близко к дифракционно ограниченному (то есть ограниченному диафрагмой) для D / r0 <2, постепенно ухудшается до ограниченного видения (т.е. r 0 только ограничено) разрешение для D / r0 ~ 5 и больше, исходя из соотношения от р 0 и увидев FWHM.

РИСУНОК 19 : Фактическое увеличение телескопа M N необходимо для достижения предельного разрешения для данной видимости FWHM (красный) в зависимости от диаметра апертуры D , нанесенный на график на выбранных уровнях звездного разрешения (прямые линии; как раньше значения больше 100% указывают предел разрешения пропорционально больше дифракционного предела).Стоимость M N получается из аппроксимация фактического разрешения глаза на РИС. 18 (справа) и 102% дифракционно ограниченного звездного разрешения, достигаемого с увеличением ~ 50x на дюйм, используется в качестве отправной точки для построения изображений с ограниченным увеличением. На графике показаны два общие тенденции: (1) по мере ухудшения качества изображения максимальный номинальный увеличение уменьшается для всех размеров диафрагмы, и (2) максимальное номинальное увеличение - и предел звездного разрешения - смещается в сторону меньшего проемы.При видимости в 1 угловую секунду максимальное номинальное ограничение видимости увеличение находится в диапазоне диафрагмы 12-14 дюймов, и это эффективно на уровне диафрагмы 9-10 дюймов. На двух дугах секунд видимости, он находится в диапазоне 6-8 дюймов, а через 4 угловые секунды максимальное увеличение достигается с апертурой несколько меньше 4 дюйм в диаметре. Из графика также следует, что достижение дифракционного предела разрешения становится все более трудным или невозможным, поскольку диаметр апертуры увеличивается из-за больших ограничений на относительное (в единицах апертуры) увеличение для больших апертур, из-за видимости (предполагается, что оптическое качество телескопа достаточно высокий, чтобы не быть существенным фактором для звездного разрешения, которое обычно подразумевает ошибку меньше 0.15-волновая RMS).

Обратите внимание, что график увеличения (красная линия) указывает уровень, на котором приближается предел звездного разрешения, а не максимально возможное увеличение. Например, 16 дюймов на 2 дюйма имеют D / r0 = 5,3, а предел разрешения тяготеет к разрешению апертуры, равной р 0, то есть 3 дюйма, что является эффективным диаметром апертуры для звездных разрешение ( D эфф). Таким образом, номинальное увеличение, необходимое для достижения 102% от предел разрешения составляет MN ~ Deff [5000 / (102-100)] 0.5 = 150, примерно так же, как если бы это было для 3-дюймовой диафрагмы при идеальном видении (как показано увеличение уровня увеличения, указанного красной линией, до слева, где его пересечение с увеличением, необходимым на 102% разрешение при идеальном видении определяет соответствующий эффективный диафрагма). Еще может быть полезно несколько большее увеличение.

~ 1000% максимального предела дифракционного разрешения линия разрешения, пересекающаяся с красным графиком в течение 4 угловых секунд при апертуре около 15 дюймов подразумевает, что средний угловой размер ее FWHM примерно в десять раз больше, чем в безаберрационной апертуре, т.е.е. на уровне 1,5 дюйма безаберрационная диафрагма.

Очень важно не забывать, что видя постоянно колеблется. На любом усредненном уровне видимости будет периоды с лучшим или худшим зрением, чем в среднем. Упрощенный схемы на фиг. 82 означает, что примерно в 25% случаев видимость на 25-50% лучше, чем средний, т.е. р 0 о том, что намного больше. Точно так же около 25% времени видят На 25% и более хуже среднего.Другими словами, приведенные выше графики фактически представляют минимальное разрешающее увеличение в короткие моменты когда фактическое видение находится на среднем уровне. В любой продолжительный период времени значение увеличения охватывает более широкий диапазон, примерно 50% от среднего. Следовательно, оптимальный размер апертуры - это смещенный к моментам лучшего видения. Если, например, мы решим центрируйте его вокруг лучшей половины времени, тогда это примерно 25% больше одного оптимального для усредненного изображения.На приведенном выше графике это будет означать апертуру 4,5, 8 и 16 дюймов для усредненных 4, 2 и 1 второе видение дуги.

Это очень приблизительная модель, но она указывают, даже приблизительно, на величину вызванного видением уменьшения ограничение звездного разрешения - и соответствующее минимальное разрешение увеличение, необходимое для достижения предела звездного разрешения - для диапазона апертур. Опять же, имейте в виду что видимость постоянно колеблется, как и эффективная диафрагма и соответствующее увеличение необходимо для 102% звездного разрешения предел (при среднем видимости 2 дюйма колебания в основном будут в пределах 1.3 дюйма и 3 дюйма диапазон или около того).

Кроме того, как и "стандартный" предел разрешения строго действителен только для очень специфических тип объекта, как объяснено выше, так же как и высокий предел увеличения получено из него. Некоторые объекты - обычно яркие протяженные объекты с низкий врожденный контраст, как и планеты - будет диктовать более низкий максимум полезного увеличение, в то время как более контрастное, как Луна или более яркое удваивается, поскольку а также тусклые объекты дальнего космоса, позволят - или потребуют - более высоких уровень увеличения.

Как уже упоминалось, практический предел полезного относительное увеличение на его верхнем конце будет, как правило, ниже, чем больше диафрагма тем более - из-за увеличение аберраций волнового фронта в целом, и особенно "видимости" ошибка »: ухудшение качества изображения, вызванное атмосферной турбулентностью. Кроме того, оптимальное увеличение варьируется довольно значительно. индивидуально, из-за различий в качестве зрения и наблюдении опыт.

◄ 2.2. Разрешение телескопа ▐ 3. ТЕЛЕСКОПИЧЕСКИЕ АБЕРРАЦИИ ►

Главная | Комментарии

.

Общие сведения об увеличении | Старизона

Увеличение - это наиболее неправильно понимаемый аспект телескопов, но не только новичками. Новые пользователи телескопов часто предполагают, что большее увеличение дает лучший обзор. Они быстро понимают, что это редко бывает правдой, и что, наоборот, меньшее увеличение почти всегда дает лучшее изображение. Воспользуйтесь калькулятором увеличения, чтобы определить силу любой комбинации окуляр / телескоп.

Почему более высокая мощность не всегда лучше

Есть несколько причин, по которым увеличение увеличения может быть нежелательно.Обычно начинающие астрономы полагают, что, поскольку мы пытаемся наблюдать объекты, которые находятся очень далеко, мы хотим немного увеличить их, чтобы приблизить. Но большинство объектов в ночном небе, несмотря на то, что они находятся очень далеко, кажутся очень большими. Например, туманность Ориона более чем в два раза больше полной Луны, а галактика Андромеды - в шесть раз больше. Несмотря на то, что Андромеда в 70 триллионов раз дальше, чем Луна, она также в 420 триллионов раз больше! Большое увеличение дает небольшое поле зрения, а это означает, что большой объект может не поместиться в поле зрения.

Вверху: Вид справа с большим увеличением, но всю галактику Андромеды можно увидеть только при малом увеличении слева

Еще одна причина для сохранения низкого увеличения связана с яркостью изображения. Прискорбный закон физики гласит, что при удвоении увеличения изображение становится в четыре раза тусклее. Большинство небесных объектов очень тусклые, поэтому делать их более тусклыми, чем необходимо, не рекомендуется.Вот почему в телескопе важнее всего апертура, а не увеличение. Яркость - ключ к астрономическим наблюдениям.

Вверху: Изображение туманности Ориона справа больше увеличено, но также намного тусклее

Некоторые объекты, однако, маленькие и яркие, поэтому хорошо выдерживаются при большом увеличении. В эту категорию особенно попадают планеты. Юпитер, несмотря на то, что он является самой большой планетой в нашей солнечной системе, находится достаточно далеко (400 миллионов миль), чтобы казаться размером только 1/36 размера полной Луны или размером с четверть на расстоянии 350 футов - довольно мало .Однако Юпитер яркий, ярче любой из звезд на небе. Такое большое увеличение хорошо работает на Юпитере, Сатурне, Марсе и других ярких объектах, таких как Луна.

Сколько это слишком много?

Так почему бы просто не увеличить Юпитер так, как мы хотим? Если он выглядит лучше при 200-кратном увеличении, чем при 50-кратном увеличении, разве он не должен выглядеть лучше при 600-кратном или 1000-кратном увеличении? Обычно нет, и тому есть две причины. Первая связана с самим телескопом. Яркость объекта зависит от размера телескопа и увеличения.Чем больше света у вас вначале (чем больше объем), тем больше вы можете увеличить, прежде чем изображение станет слишком тусклым. Кроме того, разрешение или мельчайшие детали, которые можно увидеть, также зависят от размера телескопа. Это означает, что существует теоретический верхний предел того, насколько телескоп может увеличить, прежде чем изображение станет тусклым и слишком размытым. Это определяется очень простым уравнением:

Для этого уравнения апертура указывается в дюймах. Например, 3-дюймовый телескоп имеет максимальное теоретическое увеличение 150x.6-дюймовый телескоп может увеличить до 300x, а 8-дюймовый телескоп до 400x. Однако это строго теоретический максимум , поскольку основным ограничивающим фактором является не сам телескоп.

Обычным ограничивающим фактором максимального увеличения является атмосфера Земли. Поскольку нам нужно смотреть сквозь атмосферу, чтобы увидеть что-либо в космосе, чем больше мы увеличиваем небесные объекты, на которые смотрим, тем больше мы увеличиваем атмосферу. И если атмосфера турбулентна, эта турбулентность будет иметь тенденцию размывать изображение.Устойчивость атмосферы называется условиями видимости. Когда видимость хорошая, атмосфера стабильна, и изображение выглядит очень резким. Когда видимость плохая, атмосфера очень турбулентная, и изображение выглядит размытым. В ночи с плохой видимостью даже хороший телескоп не может дать детального изображения.

Вверху: Слева Юпитер в отличных условиях видимости; справа Юпитер в плохом видении

Реалистичный верхний предел увеличения, независимо от размера телескопа, в среднем за ночь будет около 250x.В плохую ночь вы не сможете превысить 100–150 раз. Обратите внимание, что условия видимости и прозрачность (чистота атмосферы) - не одно и то же. Часто очень темные и ясные ночи создают плохие условия для видимости, в то время как туманные ночи с низкой прозрачностью часто обеспечивают отличное видение.

Хорошо, если слишком много - плохо, как насчет того, что недостаточно?

Вывод из заблуждения о том, что большее увеличение лучше, состоит в том, что, если это не так, то меньшее увеличение должно быть лучше.Меньшее увеличение дает более широкое поле зрения и более яркое изображение. Однако, так же, как существует такая вещь, как слишком большое увеличение, есть такая вещь, как минимальное увеличение . Минимальное увеличение определяется выходным зрачком телескопической системы. Выходной зрачок - это диаметр луча света, выходящего из окуляра. Чем больше этот луч, тем ярче будет изображение. По крайней мере, до тех пор, пока выходной зрачок телескопа не станет больше, чем зрачок глаза наблюдателя.

Вверху: Выходные зрачки разного размера. Большой выходной зрачок справа шире, чем зрачок глаза наблюдателя.

Если выходной зрачок шире, чем зрачок глаза наблюдателя, свет теряется. Эффект точно такой же, как при ограничении апертуры телескопа. Размер зрачка наблюдателя зависит от того, адаптирован ли наблюдатель к темноте и сколько ему лет (максимальный размер зрачка уменьшается с возрастом).Типичный зрачок, адаптированный к темноте, будет иметь диаметр 7 мм. Глаза пожилых наблюдателей могут открываться только на 5 или 6 мм. При стандартном размере 7 мм существует простое уравнение для минимального увеличения:

Опять же, это апертура в дюймах. Для апертуры в миллиметрах просто разделите апертуру на 7. Например, 4-дюймовый телескоп имеет минимальное увеличение 14x. 8-дюймовый телескоп имеет минимум 29x, а 14-дюймовый телескоп имеет минимум 50x. Эффект ниже минимального увеличения ограничивает диафрагму.Итак, 14-дюймовый телескоп, используемый при 40-кратном увеличении, дает выходной зрачок 9 мм. Это на 2 мм больше обычного человеческого глаза, адаптированного к темноте. Эффект такой же, как при уменьшении апертуры телескопа до 11 дюймов. Хотя поле зрения будет расширяться при более низком увеличении, яркость не увеличится за пределы выходного зрачка 7 мм (если только у вас нет необычно больших глазных яблок).

Связанная с этим проблема заключается в том, что ниже определенного минимального увеличения центральное препятствие (из-за вторичного зеркала) в ньютоновском или Шмидт-Кассегреновском диапазоне может стать видимым как темное пятно в центре поля.Это ограничивает минимальное увеличение на этих прицелах более высоким значением, чем предполагает приведенное выше уравнение. Рефракторы, не имеющие каких-либо центральных препятствий, не страдают от этой проблемы и, таким образом, представляют собой идеальные инструменты с широким полем зрения для перемещения сквозь звездные облака Млечного Пути или для наблюдения за большими скоплениями, такими как Плеяды.

Оптимальное увеличение

Вторая проблема заключается в том, что уменьшение увеличения уменьшает масштаб и детализацию изображения. Наилучшее разрешение человеческого глаза достигается, когда диаметр зрачка меньше полного.Наблюдательные эксперименты обычно показывают, что при наблюдении глубокого космоса лучшие детали можно увидеть с выходным зрачком от 2 до 3 мм. Это будет примерно 35-50-кратное увеличение для 4-дюймового прицела, 70-100-кратное для 8-дюймового прицела и 120-175x для 14-дюймового прицела. Чтобы охватить весь большой объект, может потребоваться меньшее увеличение, но при попытке рассмотреть мелкие детали в меньшей галактике, туманности или шаровом звездном скоплении это среднее увеличение может оказаться идеальным.

Для просмотра планет можно использовать более высокое увеличение.Конечно, каждый объект, телескоп и наблюдатель уникальны, поэтому определенные увеличения могут быть лучше для определенных комбинаций. У большинства астрономов есть три окуляра - один большой, один средний и один низкий - для охвата различных условий наблюдений. Обычно они находятся в диапазоне от 50x до 250x, поскольку это охватывает все, от широкого поля до высокой мощности. Более высокое увеличение может быть полезно для отличных ночей, но, скорее всего, это окуляр, которым редко пользуются. Меньшее увеличение может быть хорошим для более широких полей зрения, но только если телескоп может принимать такое малое увеличение.

Для более подробного обсуждения идеального увеличения см. Страницу теории наблюдений.

.

Как построить телескоп | Проекты Science Fair

Примечание редактора: Соавтор Нола Тейлор Редд привлекла своих детей - Доун (12), Майкла (10), Джимми (8) и Кэнди (6) - для этого проекта. Вот ее рассказ о процессе от первого лица. На выполнение проекта у них ушло около часа.

Наши создатели телескопов и их завершенный проект. (Изображение предоставлено Д. Редд, М. Редд)

Когда итальянский астроном Галилео Галилей услышал слухи о первом практическом телескопе в начале 17 века, он быстро создал свою собственную версию и обратил ее к небу.Следуя его образцу, вы можете сделать дома свой собственный галилеев телескоп и использовать его для изучения звезд, как когда-то это делал известный астроном.

Самодельный телескоп Галилея - отличный и недорогой стартовый телескоп - или проект для научной выставки. Он ограничен своим маленьким полем зрения, но может вдохновить на еще более глубокое изучение звезд. [По теме: Лучшие телескопы для начинающих]

Схема работы галилеевского телескопа. (Изображение предоставлено: Проект Галилео, Университет Райса)

Галилеевский телескоп - это, по сути, трубка с двумя линзами, расположенными на обоих концах.Окуляр представляет собой плоско-вогнутую линзу, плоскую с одной стороны и загнутую внутрь с другой. Прямая сторона обращена наружу. На другом конце находится линза объектива, вогнуто-выпуклая линза, которая с одной стороны изгибается внутрь, а с другой - наружу. Выпуклая сторона обращена наружу.

Большинство необходимых материалов можно найти в магазинах канцелярских товаров или хозяйственных товаров. Однако линзы, вероятно, будут вашим самым сложным предметом для покупки. Их можно купить в самых разных источниках.Edmund Optics предлагает широкий выбор высококачественных размеров и фокусных расстояний, которые можно подобрать для достижения вашей цели увеличения. Однако мы выбрали меньшую излишков компании, которая занимается отгрузкой, отчасти потому, что они относительно близки к нам (мы потратили время, чтобы получить отзыв от владельца о наших решениях о покупке). Их запас менее дорогой, но также несколько подвижный.

Увеличение и фокусное расстояние

Мощность или увеличение телескопа зависит от его линз. Увеличение определяется фокусным расстоянием телескопа, деленным на фокусное расстояние окуляра.Фокусное расстояние - это расстояние от линзы до точки, в которой телескоп находится в фокусе, и измеряется в миллиметрах.

Например, использование 50-миллиметрового объектива на телескопе с фокусным расстоянием 450 мм даст вам увеличение в 9 раз. Как правило, чем больше фокусное расстояние телескопа, тем больше у него мощность, тем больше изображение и меньше поле зрения. Меняя линзы, вы можете изменить оптическую силу телескопа.

Выберите прицел

В этой статье представлены два метода создания телескопа Галилея - картонная труба, созданная в рамках проекта «Галилео», которая вдохновила нас на создание, и телескоп с трубкой из ПВХ, который мы использовали в нашем последнем проекте.Картон кажется намного проще из двух. Однако в результате получился телескоп с 9-кратным увеличением, в то время как наш последний телескоп из ПВХ имеет 20-кратное увеличение, во многом схожее с телескопом Галилео, который использовал для открытия четырех доминирующих спутников Юпитера.

Природа телескопа Галилея означает, что для большего увеличения требуется большая длина, что приводит к более громоздкому телескопу. Вы также должны иметь в виду, что у галилеевского телескопа небольшое поле зрения, что означает, например, что вы не сможете изучить всю поверхность Луны сразу.

Хотя он не сможет различить галилеевы луны, телескоп с фокусным расстоянием 9x должен иметь возможность видеть детали на Луне Земли, включая отмели с равнин, долин и гор. Детали Юпитера, такие как его знаменитое Большое красное пятно, не будут видны при 9-кратном увеличении, а кольца Сатурна должны быть видны как диск, но не с большим количеством деталей. Однако для студентов, которые еще не наблюдали за небом, 9-кратный галилеев телескоп должен стать отличным стартовым прицелом.

Создание простого галилеевского телескопа (увеличение около 9x):

Чтобы построить простой телескоп Галилея из картона с увеличением примерно 9x, ваши материалы должны иметь следующие характеристики:

Телескопическая почтовая труба (Изображение предоставлено: Papermart.com)

Картонная телескопическая почтовая трубка , с внутренней и внешней телескопической трубкой. Их можно найти в большинстве магазинов канцелярских товаров:

  • Диаметр 50 мм (около 2 дюймов)
  • Длина 1100 мм (43,3 дюйма)

Линзы , которые можно приобрести

  • Вогнуто-выпуклые линзы : Диаметр 49 мм, фокусное расстояние 1350 мм
  • Плоско-вогнутая линза: Диаметр 49 мм, фокусное расстояние 152 мм

Обратите внимание, что фокусные расстояния линз составляют 1350/152 = 8.88.

Инструменты

  • Копировальная пила
  • Резак для коробок
  • Дрель или пробойник электрика

Телескопическая почтовая трубка будет иметь внутреннюю трубку, которая свободно скользит во внешнюю трубку. Отрежьте от внутренней трубки два куска, примерно от 1 до 1,5 дюймов (от 2,5 до 4 сантиметров), чтобы создать прокладки для крепления линзы объектива. Копировальная пила разрезает картон чисто и ровно, что немаловажно.

Съемный колпачок на конце внешней трубки превратится в глазок.С помощью сверла сделайте отверстие для глазка в центре колпачка, слегка надавив. Важно, чтобы срез был как можно более гладким. Подойдет и перфоратор электрика.

Просверлите небольшие отверстия с внешней стороны внутренней трубки, где будет располагаться линза. Приложите плоский конец линзы окуляра к съемной крышке. Вставьте линзу и крышку во внешнюю трубку. Добавьте клей через отверстия и поверните линзу, чтобы распределить его. Плотно прижмите тубу к линзе, пока клей не высохнет.Отложите в сторону.

Обрежьте закрытый конец внешней трубки. Определите, насколько глубоко в трубке должны располагаться линзы и прокладки, затем просверлите небольшие отверстия по бокам этой области. Вставьте первую прокладку; вставьте клей в соответствующее отверстие, слегка передвигая его, чтобы распределить его. Давить на область, пока клей не высохнет.

Когда первая прокладка высохнет, вставьте линзу объектива так, чтобы вторая прокладка была напротив нее. Вставьте клей в отверстие, распределите его и прижмите, пока он не высохнет.

Вставьте внутреннюю трубку во внешнюю. Телескоп можно сфокусировать, сдвигая картонную трубку по мере необходимости. Как только будет найдено правильное расстояние фокусировки, два конца можно навсегда прикрепить с помощью клея или ленты.

Создание специального галилеевского телескопа (увеличение около 20x)

Самое важное определение, которое вы захотите сделать, это то, насколько велико ваше увеличение. Мы выбрали 20-кратное увеличение, в результате чего телескоп оказался длиннее, чем можно было найти в магазине канцелярских товаров.Поэтому мы решили заменить большую часть корпуса на трубу из ПВХ. Материалы и инструменты для этого проекта:

Материалы для телескопа с трубкой из ПВХ. (Изображение предоставлено Д. Редд, М. Редд)

Труба из ПВХ:

  • Наружная трубка (диаметр: 5 см или 2 дюйма; длина: 2 метра или 7 футов)
  • Внутренняя трубка (диаметр 4 см или 1,5 дюймов; длина: 15,25 см или 6 дюймов)

Примечание: на наших фотографиях показан гибкий трубопровод, с которого мы начали, но после завершения мы предпочли прямую трубку

Бумажное полотенце или трубка от туалетной бумаги

Дополнительный картон

Клей

Линзы:

  • Вогнуто-выпуклая линза: Диаметр 49 мм, фокусное расстояние 100 мм
  • Плоско-вогнутая линза: Диаметр 47 мм, фокусное расстояние 2000 мм

Обратите внимание, что фокусное расстояние нашего объектива составляет 2000/100 = 20, что дает 20-кратное увеличение.

Наши линзы были 47 и 49 мм, или 1,8 и 1,9 дюйма, в то время как единственная труба из ПВХ, которую мы смогли найти, имела внутренний диаметр 1,5 или 2 дюйма. Мы купили гибкую трубу из ПВХ с внутренним диаметром 1,5 дюйма, которая была достаточно маленькой, чтобы ее можно было вставить в большую трубу.

Примечание. Мы решили отказаться от стандартной трубы из ПВХ толщиной 1,5 дюйма просто потому, что она была длиной всего 10 футов, а гибкая труба - нет. Однако гибкая труба оказалась слегка изогнутой, и мы думали, что проблема изменится при достаточном внешнем давлении и / или достаточном времени внутри прямой трубы.Оглядываясь назад, можно сказать, что нам, вероятно, следовало отказаться от стандартной трубы и оставить излишки для будущих проектов.

Мы попробовали несколько различных способов крепления линзы и трубы. Мы добились успеха с трубкой от туалетной бумаги, хотя трубка из бумажного полотенца также должна быть эффективной. Мы вставили линзу окуляра в тубус, внимательно следя за тем, чтобы она была прямой.

Картонная трубка все еще не соответствовала диаметру ПВХ, поэтому мы добавили картонные прокладки по бокам.Приклеивание прокладок на место позволяет отрегулировать окуляр по мере необходимости.

Слева: вставка линзы объектива в гибкую трубку из ПВХ. Справа: картонная трубка, которую мы использовали для одной из линз, была слишком маленькой, поэтому мы добавили кусок картона в форме часов без циферблата, что отлично сработало. (Изображение предоставлено Д. Редд, М. Редд)

С гибкой трубой из ПВХ сложнее, и проблема не будет решена, если вы будете использовать прямую трубу. Мы использовали нож для резки бумаги, чтобы соскрести внутреннюю часть входа в трубу, чтобы создать гладкую область, достаточно большую, чтобы просто вставить линзу объектива.

Когда у вас есть два полных сегмента, самое время соединить их. Вставьте меньшую трубку в трубку большего диаметра.

Слева: используйте нож для резки коробок, чтобы очистить внутреннюю часть трубы и увеличить ее внутренний диаметр. Справа: вставьте картонный окуляр в трубу. (Изображение предоставлено Д. Редд, М. Редд)

Телескоп можно сфокусировать, сдвинув картонную трубку по мере необходимости. Как только будет найдено правильное расстояние фокусировки, два конца можно навсегда склеить.Соединители из ПВХ, которые также можно купить в строительном магазине, могут служить для их соединения.

Наблюдение за небом

Даже четырехфутовый телескоп может оказаться трудным для изучения звезд; 7-футовый прицел, безусловно, требует помощи. На веб-сайте проекта «Галилео», который вдохновил на создание нашего большого телескопа, перечислены планы по созданию достаточной базы.

Этот проект был вдохновлен проектом Galileo, организованным Университетом Райса в Техасе. Для получения дополнительной информации посетите их главную страницу или страницу, посвященную сборке телескопов.

.

Понимание окуляров | Старизона

Окуляры определяют увеличение и поле зрения телескопа. Для просмотра разных объектов используются разные окуляры. Некоторые объекты, такие как туманности и звездные скопления, кажутся довольно большими, и их лучше всего рассматривать при малом увеличении (что дает более широкое поле зрения), тогда как планеты кажутся очень маленькими и обычно просматриваются в окуляры с большим увеличением. Одно из наиболее распространенных заблуждений в любительской астрономии состоит в том, что увеличение - это самый важный аспект телескопа.На самом деле диаметр (апертура) телескопа определяет его мощность, и для получения наилучшего обзора данного объекта используются разные окуляры. Часто лучший вид получается при малом увеличении. Обязательно прочтите раздел «Что такое увеличение» для получения более подробной информации.

Как работают окуляры

Зачем вообще нужны окуляры? Телескоп - это оптическая система, которая создает изображение, точно так же, как объектив камеры создает изображение на пленке. Фактически, размещение камеры в фокусе телескопа также приведет к захвату изображения, поскольку телескоп становится объективом камеры.Но если поместить глаз в точку фокусировки телескопа, изображения не получится. Почему бы нет? Потому что ваш глаз - это тоже оптическая система. Ваш глаз фокусирует свет так же, как это делает телескоп, и он не может сфокусироваться на реальном изображении , таком как изображение, созданное телескопом. Для этого требуется виртуальное изображение , которое создает окуляр.

Взгляните на схему ниже. Он показывает, что и телескоп, и ваш глаз фокусируют свет в точку. Размещение окуляра в фокусе телескопа создает световой луч, который не сходится и не расходится.После этого ваш глаз сможет сфокусировать световой луч, выходящий из окуляра.

Вверху: Как оптическая система, состоящая из телескопа, окуляра и глаза, создает окончательное изображение

Увеличение

Самая важная характеристика окуляра - фокусное расстояние. Это число в миллиметрах, написанное на боковой стороне каждого окуляра. Он позволяет определить увеличение, которое дает окуляр в сочетании с данным телескопом.Увеличение определяется простым делением фокусного расстояния телескопа на фокусное расстояние окуляра.

Это означает, что меньшее число на окуляре дает большее увеличение. Окуляр 10 мм обеспечит вдвое большее увеличение, чем окуляр 20 мм. Это также означает, что один и тот же окуляр дает разное увеличение для разных прицелов. Окуляр 10 мм будет иметь малое увеличение для короткофокусного телескопа, но высокое увеличение для длиннофокусного.Например, на 80-миллиметровом рефракторе с коротким фокусным расстоянием 10-миллиметровый может обеспечить только 40-кратное увеличение, но тот же окуляр на 10-дюймовом телескопе Шмидта-Кассегрена даст 300-кратное увеличение.

Типичная коллекция окуляров включает 3 окуляра: один с малым увеличением, один со средним увеличением и один с высоким увеличением. Обычный диапазон увеличения зависит от телескопа, но для большинства прицелов нормальный диапазон может составлять от 50 до 250.

Вверху: При увеличении увеличения изображение становится больше, но изображение становится темнее, а поле зрения уменьшается

Средство для защиты глаз

Это важный аспект многих окуляров.Удаление выходного зрачка - это расстояние от окуляра до глаза наблюдателя. Чем короче это расстояние, тем труднее его наблюдать. Кроме того, если наблюдатель должен носить очки, использовать окуляры с коротким выносом глаз может быть очень сложно или невозможно. Окуляры с большим фокусным расстоянием (обычно с малым увеличением) по своей природе имеют большое удаление выходного зрачка, поэтому их не нужно специально разрабатывать для увеличения выноса выходного зрачка. С другой стороны, окуляры с коротким фокусным расстоянием (обычно с большим увеличением) по своей природе не имеют большого выноса выходного зрачка и должны быть специально разработаны, чтобы облегчить их использование.

Выше: Вынос выходного зрачка окуляра - это расстояние от верхней линзы окуляра до глаза наблюдателя

Выше: Два окуляра с коротким фокусным расстоянием, один с нормальным выносом выходного зрачка, а другой специально разработанный с длинным выносом выходного зрачка. Обратите внимание на разницу в размере линзы глаза.

Поле зрения

Количество неба, видимого в окуляр (так называемое истинное поле зрения), определяется как увеличением, так и видимым полем зрения окуляра.Видимое поле зрения - это конструктивная характеристика конструкции окуляра. Некоторые окуляры имеют узкие поля зрения, а некоторые - широкие. Если увеличение остается неизменным (т. Е. Окуляры имеют одинаковое фокусное расстояние), окуляр с более широким видимым полем будет иметь более широкое истинное поле.

Вверху: Изменение видимого поля, но не увеличения, изменяет поле зрения, но не размер объекта

Вы также можете изменить поле зрения, просто изменив увеличение.Если видимое поле остается неизменным, окуляр с меньшим увеличением даст более широкое поле зрения. Чтобы увидеть очень большие объекты, такие как галактика Андромеды или звездное скопление Плеяды, вам понадобится очень большое поле зрения и, следовательно, очень малое увеличение. Поле зрения очень важно для наилучшего обзора.

Выше: Увеличение увеличения не всегда может привести к лучшему обзору, особенно если просматриваемый объект очень большой

Размеры окуляра

Есть два типоразмера окуляров телескопа.Размеры определяются диаметром ствола окуляра, который входит в телескоп. Два стандартных размера - 1,25 ″ и 2 ″. Третий размер, 0,965 ″, - это меньший стандарт, от которого обычно лучше отказаться (см. Ниже).

1.25 ″ окуляры

Практически все телескопы предназначены для использования с окулярами диаметром 1,25 дюйма. Большинство телескопов будет включать по крайней мере один окуляр 1,25 дюйма. Такие аксессуары, как линзы Барлоу и фильтры, предназначены для ввинчивания в тубус этих окуляров, поэтому такие аксессуары также различаются по размеру.Хорошие окуляры 1,25 ″ обычно стоят 40-200 долларов, хотя есть и более дорогие, и менее дорогие модели.

Окуляры 2 дюйма

Второй стандартный размер - больший диаметр 2 дюйма. Многие телескопы совместимы с этими окулярами, хотя для некоторых телескопов потребуется дополнительный адаптер. Не все телескопы работают с окулярами 2 дюйма. 2-дюймовые окуляры - это широкопольные окуляры с низким увеличением. Свыше определенного увеличения (которое зависит от конструкции) оправы диаметром 2 дюйма не требуются, поэтому не все широкоугольные окуляры имеют 2 дюйма - некоторые все равно будут равны 1.25 ″ и это не недостаток, а просто функция дизайна. Это распространенное заблуждение. Такие аксессуары, как фильтры и линзы Барлоу, также подходят для 2-дюймовых окуляров. 2-дюймовые окуляры обычно стоят 200-400 долларов, а некоторые из самых больших и высококачественных окуляров стоят около 600 долларов. Некоторые недорогие модели также доступны по цене около 100 долларов США, хотя они, очевидно, не будут обладать функциями или качеством более дорогих окуляров.

Выше: 2-дюймовый окуляр с широким полем зрения по сравнению со стандартным 1.Окуляр 25 дюймов. Оба окуляра 26 мм.

Окуляры 0,965 ″

Избегайте окончательного размера окуляра. Окуляры 0,965 ″ - стандартный размер для телескопов «универмагов». Эти недорогие телескопы часто разочаровывают новичков в наблюдении за звездами, и одна из основных причин заключается в том, что просмотр через окуляры 0,965 дюйма практически невозможен. Кроме того, для этих окуляров обычно не доступны стандартные аксессуары, такие как линзы Барлоу и фильтры. И вы обычно застреваете с окулярами, которые идут с прицелом с 0.Окуляры 965 ″ редко продаются отдельно. Разница между прицелом с окулярами 1,25 ″ и окулярами 0,965 ″ обычно заключается в разнице между прицелом, который оказывается во дворе, показывая вам чудеса Вселенной, и прицелом, который оказывается в туалете, собирая пыль.

.

Смотрите также