Optisches Teleskop - Optical telescope

Das Large Binocular Telescope verwendet zwei gekrümmte Spiegel, um Licht zu sammeln

Ein optisches Teleskop ist ein Teleskop , das hauptsächlich Licht aus dem sichtbaren Teil des elektromagnetischen Spektrums sammelt und fokussiert , um ein vergrößertes Bild für die direkte visuelle Inspektion zu erstellen , ein Foto zu machen oder Daten durch elektronische Bildsensoren zu sammeln .

Es gibt drei Haupttypen von optischen Teleskopen:

Die Fähigkeit eines optischen Teleskops, kleine Details aufzulösen, hängt direkt mit dem Durchmesser (oder der Öffnung ) seines Objektivs (der primären Linse oder des Spiegels, die das Licht sammelt und fokussiert) zusammen, und seine Lichtsammelkraft hängt von der Fläche des Objektivs ab. Je größer das Objektiv, desto mehr Licht sammelt das Teleskop und desto feinere Details löst es auf.

Menschen verwenden optische Teleskope (einschließlich Monokulare und Ferngläser ) für Outdoor-Aktivitäten wie beobachtende Astronomie , Ornithologie , Lotsendienste , Jagd und Aufklärung sowie Indoor-/Semi-Outdoor-Aktivitäten wie das Beobachten von Performance-Kunst und Zuschauersport .

Geschichte

Das Teleskop ist eher eine Entdeckung optischer Handwerker als eine Erfindung eines Wissenschaftlers. Die Linse und die Eigenschaften des Brechens und Reflektierens von Licht waren seit der Antike bekannt , und die Theorie ihrer Funktionsweise wurde von antiken griechischen Philosophen entwickelt, in der mittelalterlichen islamischen Welt bewahrt und erweitert und hatte bis zur Zeit des die Erfindung des Teleskops im frühneuzeitlichen Europa . Aber der bedeutendste Schritt, der bei der Erfindung des Teleskops genannt wurde, war die Entwicklung der Linsenherstellung für Brillen , zuerst in Venedig und Florenz im 13. Jahrhundert und später in den Brillenherstellungszentren sowohl in den Niederlanden als auch in Deutschland. In den Niederlanden tauchten 1608 die ersten Dokumente auf, die ein brechendes optisches Teleskop in Form eines Patents des Brillenmachers Hans Lippershey beschreiben , gefolgt von einigen Wochen später von Jacob Metius und einem dritten unbekannten Anmelder, dass sie auch kannte diese "Kunst".

Die Erfindung verbreitete sich schnell und Galileo Galilei , als er von dem Gerät hörte, entwickelte innerhalb eines Jahres seine eigenen verbesserten Designs und war der erste, der astronomische Ergebnisse mit einem Teleskop veröffentlichte. Das Teleskop von Galileo verwendet eine konvexe Objektivlinse und eine konkave Augenlinse , ein Design wird heute als Galileisches Teleskop bezeichnet . Johannes Kepler schlug eine Verbesserung des Designs vor, das ein konvexes Okular verwendet , das oft als Kepler-Teleskop bezeichnet wird .

Der nächste große Schritt in der Entwicklung des Refraktors war das Aufkommen der Achromat im frühen 18. Jahrhundert, die die korrigierte chromatische Aberration in Keplerian Teleskope mit vielen größeren Zielen zu dieser Zeit so dass für viele kürzeren Instrumente auf.

Bei Spiegelteleskopen , die anstelle des Objektivs einen gekrümmten Spiegel verwenden, ging die Theorie der Praxis voraus. Die theoretische Grundlage für das linsenähnliche Verhalten von gekrümmten Spiegeln wurde wahrscheinlich von Alhazen geschaffen , dessen Theorien in lateinischen Übersetzungen seiner Arbeit weit verbreitet waren. Bald nach der Erfindung des brechenden Teleskops diskutierten Galileo, Giovanni Francesco Sagredo und andere, angespornt durch ihre Erkenntnis, dass gekrümmte Spiegel ähnliche Eigenschaften wie Linsen haben, die Idee, ein Teleskop mit einem Spiegel als bildgebendes Objektiv zu bauen. Die potenziellen Vorteile der Verwendung von Parabolspiegeln (hauptsächlich eine Reduzierung der sphärischen Aberration mit Eliminierung der chromatischen Aberration ) führten zu mehreren vorgeschlagenen Designs für Spiegelteleskope, von denen das bemerkenswerteste 1663 von James Gregory veröffentlicht wurde und als Gregorianisches Teleskop bezeichnet wurde. aber es wurden keine funktionierenden Modelle gebaut. Isaac Newton wird allgemein der Bau der ersten praktischen Spiegelteleskope, des Newton-Teleskops , im Jahr 1668 zugeschrieben, obwohl es aufgrund ihrer schwierigen Konstruktion und der schlechten Leistung der verwendeten Spekulum-Metallspiegel über 100 Jahre dauerte, bis Reflektoren populär wurden. Zu den Fortschritten bei Spiegelteleskopen gehörten die Perfektionierung der Parabolspiegelherstellung im 18. Jahrhundert, silberbeschichtete Glasspiegel im 19. Jahrhundert, langlebige Aluminiumbeschichtungen im 20. Jahrhundert, segmentierte Spiegel für größere Durchmesser und aktive Optiken zum Ausgleich für gravitative Verformung. Eine Innovation aus der Mitte des 20. Jahrhunderts waren katadioptrische Teleskope wie die Schmidt-Kamera , die sowohl ein Objektiv (Korrektorplatte) als auch einen Spiegel als primäre optische Elemente verwendet, die hauptsächlich für Weitfeldabbildungen ohne sphärische Aberration verwendet werden.

Ende des 20. Jahrhunderts wurden adaptive Optiken und Weltraumteleskope entwickelt , um die Probleme des astronomischen Sehens zu überwinden .

Die Elektronik - Revolution des frühen 21. Jahrhunderts führte zur Entwicklung computer verbunden Teleskope in dem 2010er , die nicht-professioneller skywatchers ermöglicht durch Ausnutzen der Verwendung von relativ kostengünstiger Ausrüstung Sterne und Satelliten zu beobachten digitaler astrofotografischen Techniken entwickelt , die von professionellen Astronomen im Vergleich zu früheren Jahrzehnten . Für astronomische Beobachtungen mit den Teleskopen ist eine elektronische Verbindung zu einem Computer ( Smartphone , Pad oder Laptop) erforderlich . Die digitale Technologie ermöglicht es, mehrere Bilder zu stapeln, während die Rauschkomponente der Beobachtung abgezogen wird, wodurch Bilder von Messier-Objekten und schwachen Sternen mit einer scheinbaren Helligkeit von 15 mit Verbrauchergeräten erzeugt werden.

Grundsätze

Das grundlegende Schema besteht darin, dass das primäre Licht sammelnde Element, das Objektiv (1) (die konvexe Linse oder der konkave Spiegel, die zum Sammeln des einfallenden Lichts verwendet wird), das Licht vom entfernten Objekt (4) auf eine Brennebene fokussiert, wo es a . bildet echtes Bild (5). Dieses Bild kann durch ein Okular (2) aufgenommen oder betrachtet werden , das wie eine Lupe wirkt . Das Auge (3) sieht dann ein umgekehrt vergrößertes virtuelles Bild (6) des Objekts.

Schema eines Keplerschen Brechungsteleskops . Der Pfeil bei (4) ist eine (fiktive) Darstellung des Originalbildes; der Pfeil bei (5) ist das invertierte Bild in der Brennebene; der Pfeil bei (6) ist das virtuelle Bild, das sich in der visuellen Sphäre des Betrachters bildet. Die roten Strahlen erzeugen den Mittelpunkt des Pfeils; zwei andere Strahlensätze (jeweils schwarz) produzieren Kopf und Schwanz.

Invertierte Bilder

Die meisten Teleskopkonstruktionen erzeugen ein invertiertes Bild in der Brennebene; diese werden als Umkehrteleskope bezeichnet . Tatsächlich wird das Bild sowohl auf den Kopf gestellt als auch von links nach rechts umgekehrt, sodass es insgesamt um 180 Grad aus der Objektorientierung gedreht ist. Bei astronomischen Teleskopen wird die gedrehte Ansicht normalerweise nicht korrigiert, da sie die Verwendung des Teleskops nicht beeinflusst. Allerdings wird oft eine Spiegeldiagonale verwendet, um das Okular an einem bequemeren Betrachtungsort zu platzieren, und in diesem Fall ist das Bild aufrecht, aber immer noch von links nach rechts umgekehrt. Bei terrestrischen Teleskopen wie Spektiven , Monokularen und Ferngläsern werden zur Korrektur der Bildorientierung Prismen (zB Porroprismen ) oder eine Relaislinse zwischen Objektiv und Okular verwendet. Es gibt Teleskopkonstruktionen, die kein invertiertes Bild darstellen, wie der Galileische Refraktor und der Gregorianische Reflektor . Diese werden als Aufrichtteleskope bezeichnet .

Ausführungsvarianten

Viele Arten von Teleskopen falten oder lenken den Strahlengang mit Sekundär- oder Tertiärspiegeln ab. Diese können integraler Bestandteil des optischen Designs sein ( Newton-Teleskop , Cassegrain-Reflektor oder ähnliche Typen) oder einfach verwendet werden, um das Okular oder den Detektor an einer bequemeren Position zu platzieren. Teleskopkonstruktionen können auch speziell entwickelte zusätzliche Linsen oder Spiegel verwenden, um die Bildqualität über ein größeres Sichtfeld zu verbessern.

Eigenschaften

Acht-Zoll-Refraktionsteleskop im Chabot Space and Science Center

Designspezifikationen beziehen sich auf die Eigenschaften des Teleskops und seine optische Leistung. Einige Eigenschaften der Spezifikationen können sich mit der Ausrüstung oder dem Zubehör ändern, das mit dem Teleskop verwendet wird; wie Barlowlinsen , Zenitspiegel und Okulare . Dieses austauschbare Zubehör ändert nicht die Spezifikationen des Teleskops, jedoch die Funktionsweise des Teleskops, typischerweise Vergrößerung , scheinbares Sichtfeld (FOV) und tatsächliches Sichtfeld.

Oberflächenauflösbarkeit

Der kleinste auflösbare Oberflächenbereich eines Objekts, gesehen durch ein optisches Teleskop, ist der begrenzte physikalische Bereich, der aufgelöst werden kann. Es ist analog zur Winkelauflösung , unterscheidet sich jedoch in der Definition: Anstelle der Trennfähigkeit zwischen Punktlichtquellen bezieht es sich auf den physikalischen Bereich, der aufgelöst werden kann. Eine bekannte Möglichkeit , die Kennlinie auszudrücken , ist die Fähigkeit , auflösbare von Funktionen wie Mond Krater oder Sonnenflecken. Der Ausdruck unter Verwendung der Formel wird durch das doppelte Auflösungsvermögen über den Öffnungsdurchmesser multipliziert mit dem Objektdurchmesser multipliziert mit der Konstanten dividiert durch den scheinbaren Objektdurchmesser gegeben .

Das Auflösungsvermögen wird aus der Wellenlänge abgeleitet, wobei dieselbe Einheit wie die Apertur verwendet wird; wobei 550 nm in mm gegeben ist durch: .
Die Konstante wird vom Bogenmaß in der gleichen Einheit wie der scheinbare Durchmesser des Objekts abgeleitet ; wobei der scheinbare Durchmesser des Mondes in Bogenmaß zu Bogensekunden gegeben ist durch: .

Ein Beispiel mit einem Teleskop mit einer Öffnung von 130 mm zur Beobachtung des Mondes bei einer Wellenlänge von 550 nm ist gegeben durch:

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

Winkelauflösung

Abgesehen von der Unschärfe des Bildes durch Turbulenzen in der Atmosphäre ( atmosphärisches Sehen ) und optische Unvollkommenheiten des Teleskops wird die Winkelauflösung eines optischen Teleskops durch den Durchmesser des Hauptspiegels oder der Linse bestimmt, die das Licht aufnehmen (auch als "Apertur" bezeichnet) .

Das Rayleigh-Kriterium für die Auflösungsgrenze (in Radiant ) ist gegeben durch

wo ist die Wellenlänge und ist die Apertur. Für sichtbares Licht ( = 550 nm) in der Kleinwinkelnäherung kann diese Gleichung umgeschrieben werden:

Hier bezeichnet die Auflösungsgrenze in Bogensekunden und ist in Millimeter. Im Idealfall sind die beiden Komponenten eines Doppelsternsystems auch bei einem Abstand von etwas weniger als . Dies wird durch das Dawes-Limit berücksichtigt

Die Gleichung zeigt, dass bei sonst gleichen Bedingungen die Winkelauflösung umso besser ist, je größer die Apertur ist. Die Auflösung ist nicht durch die maximale Vergrößerung (oder "Leistung") eines Teleskops gegeben. Teleskope, die mit hohen Werten der maximalen Leistung vermarktet werden, liefern oft schlechte Bilder.

Bei großen bodengestützten Teleskopen ist die Auflösung durch das atmosphärische Seeing begrenzt . Diese Grenze kann überwunden werden, indem die Teleskope über der Atmosphäre platziert werden, zB auf den Gipfeln hoher Berge, auf Ballons und hochfliegenden Flugzeugen oder im Weltraum . Auflösungsgrenzen können auch durch adaptive Optik , Speckle Imaging oder Lucky Imaging für bodengestützte Teleskope überwunden werden .

In letzter Zeit ist es praktisch geworden, eine Apertursynthese mit Anordnungen optischer Teleskope durchzuführen . Sehr hochauflösende Bilder können mit Gruppen von weit auseinander liegenden kleineren Teleskopen erhalten werden, die durch sorgfältig kontrollierte optische Pfade miteinander verbunden sind, aber diese Interferometer können nur zur Abbildung heller Objekte wie Sterne oder zur Messung der hellen Kerne aktiver Galaxien verwendet werden .

Brennweite und Öffnungsverhältnis

Die Brennweite eines optischen Systems ist ein Maß dafür, wie stark das System Licht konvergiert oder divergiert . Bei einem optischen System in Luft ist dies die Entfernung, über die zunächst kollimierte Strahlen fokussiert werden. Ein System mit einer kürzeren Brennweite hat eine größere optische Leistung als eines mit einer langen Brennweite; das heißt, es beugt die Strahlen stärker und bringt sie in kürzerer Entfernung zu einem Fokus. In der Astronomie, wird die f-Zahl allgemein als das Öffnungsverhältnis notiert als . Das Öffnungsverhältnis eines Teleskop ist als die Brennweite definiert ein Ziel durch seinen Durchmesser geteilt oder durch den Durchmesser einer Aperturblende in dem System. Die Brennweite steuert das Sichtfeld des Instruments und den Maßstab des Bildes, das in der Brennebene einem Okular , einer Filmplatte oder einem CCD präsentiert wird .

Ein Beispiel für ein Teleskop mit einer Brennweite von 1200 mm und einem Öffnungsdurchmesser von 254 mm ist gegeben durch:

Numerisch große Brennweitenverhältnisse werden als lang oder langsam bezeichnet . Kleine Zahlen sind kurz oder schnell . Es gibt keine scharfen Linien, um zu bestimmen, wann diese Begriffe verwendet werden sollen, und eine Person kann ihre eigenen Bestimmungsstandards berücksichtigen. Unter modernen astronomischen Teleskopen gilt jedes Teleskop mit einem Öffnungsverhältnis, das langsamer (größere Zahl) als f/12 ist, im Allgemeinen als langsam, und jedes Teleskop mit einem schnelleren Öffnungsverhältnis (kleinere Zahl) als f/6 gilt als schnell. Schnellere Systeme weisen oft mehr optische Aberrationen außerhalb der Mitte des Sichtfelds auf und stellen im Allgemeinen höhere Anforderungen an die Okularkonstruktionen als langsamere. Für praktische Zwecke in der Astrofotografie wird oft ein schnelles System gewünscht, um mehr Photonen in einer gegebenen Zeitperiode zu sammeln als ein langsameres System, was es ermöglicht, dass die Fotografie im Zeitraffer das Ergebnis schneller verarbeitet.

Weitfeldteleskope (wie Astrographen ) werden verwendet, um Satelliten und Asteroiden zu verfolgen , für die kosmische Strahlungsforschung und für astronomische Vermessungen des Himmels. Bei Teleskopen mit niedrigem f-Verhältnis ist es schwieriger, optische Aberrationen zu reduzieren als bei Teleskopen mit größerem f-Verhältnis.

Lichtsammelkraft

Das Keck II-Teleskop sammelt Licht durch die Verwendung von 36 segmentierten sechseckigen Spiegeln, um einen Hauptspiegel mit einer Öffnung von 10 m (33 ft) zu erzeugen

Die Lichtsammelkraft eines optischen Teleskops, auch als Lichtgriff oder Aperturverstärkung bezeichnet, ist die Fähigkeit eines Teleskops, viel mehr Licht zu sammeln als das menschliche Auge. Seine lichtsammelnde Kraft ist wahrscheinlich seine wichtigste Eigenschaft. Das Teleskop fungiert als Lichteimer und sammelt alle Photonen, die von einem weit entfernten Objekt darauf auftreffen, wobei ein größerer Eimer mehr Photonen einfängt, was zu mehr empfangenem Licht in einem bestimmten Zeitraum führt und das Bild effektiv aufhellt. Deshalb vergrößern sich nachts die Pupillen Ihrer Augen, sodass mehr Licht auf die Netzhaut gelangt. Das Sammelvermögen im Vergleich zum menschlichen Auge ist das quadrierte Ergebnis der Teilung der Blende über den Pupillendurchmesser des Betrachters , wobei ein durchschnittlicher Erwachsener einen Pupillendurchmesser von 7 mm hat. Jüngere Personen haben größere Durchmesser, typischerweise 9 mm, da der Durchmesser der Pupille mit dem Alter abnimmt.

Ein Beispiel für das Aufnahmevermögen einer Blende mit 254 mm im Vergleich zu einem Pupillendurchmesser eines Erwachsenen von 7 mm ist gegeben durch:

Die Lichtsammelleistung kann zwischen Teleskopen verglichen werden, indem die Flächen der beiden unterschiedlichen Öffnungen verglichen werden .

Als Beispiel ist die Lichtsammelleistung eines 10-Meter-Teleskops 25-mal höher als die eines 2-Meter-Teleskops:

Für die Vermessung eines bestimmten Bereichs ist das Sichtfeld genauso wichtig wie die rohe Lichtsammelkraft. Durchmusterungsteleskope wie das Large Synoptic Survey Telescope versuchen, das Produkt aus Spiegelfläche und Sichtfeld (oder Etendue ) zu maximieren, anstatt nur die Fähigkeit zum Sammeln von Rohlicht.

Vergrößerung

Die Vergrößerung durch ein Teleskop lässt ein Objekt größer erscheinen, während das Sichtfeld begrenzt wird. Die Vergrößerung ist oft irreführend als die optische Leistung des Teleskops, ihre Eigenschaft ist der am meisten missverstandene Begriff, der verwendet wird, um die beobachtbare Welt zu beschreiben. Bei höheren Vergrößerungen verringert sich die Bildqualität erheblich, die Verwendung einer Barlow-Linse erhöht die effektive Brennweite eines optischen Systems – vervielfacht die Reduzierung der Bildqualität.

Ähnliche geringfügige Effekte können bei der Verwendung von Sterndiagonalen auftreten , da das Licht durch eine Vielzahl von Linsen wandert, die die effektive Brennweite erhöhen oder verringern. Die Bildqualität hängt im Allgemeinen von der Qualität der Optik (Linsen) und den Betrachtungsbedingungen ab – nicht von der Vergrößerung.

Die Vergrößerung selbst wird durch optische Eigenschaften begrenzt. Mit jedem Teleskop oder Mikroskop sieht das Bild jenseits einer praktikablen maximalen Vergrößerung größer aus, zeigt aber keine Details mehr. Es tritt auf, wenn das feinste Detail, das das Instrument auflösen kann, so vergrößert wird, dass es dem feinsten Detail entspricht, das das Auge sehen kann. Eine über dieses Maximum hinausgehende Vergrößerung wird manchmal als leere Vergrößerung bezeichnet .

Um die meisten Details aus einem Teleskop herauszuholen, ist es wichtig, die richtige Vergrößerung für das beobachtete Objekt zu wählen. Einige Objekte erscheinen am besten bei geringer Vergrößerung, andere bei hoher Vergrößerung und viele bei mäßiger Vergrößerung. Es gibt zwei Werte für die Vergrößerung, ein Minimum und ein Maximum. Ein Okular mit größerem Sichtfeld kann verwendet werden, um die gleiche Okularbrennweite beizubehalten und gleichzeitig die gleiche Vergrößerung durch das Teleskop bereitzustellen. Für ein qualitativ hochwertiges Teleskop, das unter guten atmosphärischen Bedingungen betrieben wird, ist die maximal nutzbare Vergrößerung durch die Beugung begrenzt.

Visuell

Die visuelle Vergrößerung des Sichtfeldes durch ein Teleskop kann durch das Teleskop der Brennweite bestimmt werden , durch das geteilte Okular Brennweite (oder Durchmesser). Das Maximum wird durch die Brennweite des Okulars begrenzt .

Ein Beispiel für die visuelle Vergrößerung mit einem Teleskop mit 1200 mm Brennweite und 3 mm Okular ist gegeben durch:

Minimum

Es gibt eine niedrigste brauchbare Vergrößerung an einem Teleskop. Die Helligkeitszunahme bei reduzierter Vergrößerung hat eine Grenze in Bezug auf die sogenannte Austrittspupille . Die Austrittspupille ist der Lichtzylinder, der aus dem Okular austritt. Je geringer die Vergrößerung , desto größer die Austrittspupille . Das Minimum kann berechnet werden, indem die Teleskopöffnung durch den Durchmesser der Austrittspupille geteilt wird . Eine Verringerung der Vergrößerung über diese Grenze hinaus kann die Helligkeit nicht erhöhen, bei dieser Grenze gibt es keinen Vorteil für eine verringerte Vergrößerung. Ebenso ist die Berechnung der Austrittspupille eine Division aus dem Blendendurchmesser und der verwendeten visuellen Vergrößerung . Die Mindest oft nicht mit einigen Teleskopen erreichbar sein, ein Teleskop mit einer sehr langen Brennweite erfordert möglicherweise eine längere Brennweite Okular als möglich ist.

Ein Beispiel für die niedrigste nutzbare Vergrößerung bei einer Öffnung von 254 mm und einer Austrittspupille von 7 mm ist gegeben durch: , während der Durchmesser der Austrittsöffnung bei einer Öffnung von 254 mm und einer 36-fachen Vergrößerung gegeben ist durch:

Optimum

Eine nützliche Referenz ist:

  • Verwenden Sie bei kleinen Objekten mit geringer Oberflächenhelligkeit (wie Galaxien ) eine mäßige Vergrößerung.
  • Verwenden Sie für kleine Objekte mit hoher Oberflächenhelligkeit (wie planetarische Nebel ) eine hohe Vergrößerung.
  • Verwenden Sie bei großen Objekten unabhängig von der Oberflächenhelligkeit (z. B. diffuse Nebel ) eine niedrige Vergrößerung, oft im Bereich der minimalen Vergrößerung.

Nur die persönliche Erfahrung bestimmt die besten optimalen Vergrößerungen für Objekte, abhängig von den Beobachtungsgaben und den Sehbedingungen.

Sichtfeld

Sichtfeld ist die Ausdehnung der beobachtbaren Welt, die zu einem bestimmten Zeitpunkt durch ein Instrument (z. B. Teleskop oder Fernglas ) oder mit bloßem Auge gesehen wird. Es gibt verschiedene Ausdrücke des Gesichtsfeldes, die eine Spezifikation eines Okulars oder eine Eigenschaft sind, die aus einer Okular- und Teleskopkombination bestimmt wird. Eine physikalische Grenze ergibt sich aus der Kombination, bei der das FOV aufgrund der Beugung der Optik nicht größer als ein definiertes Maximum betrachtet werden kann .

Ersichtlich

Das scheinbare Sichtfeld ist die beobachtbare Welt, die durch ein Okular ohne Einsetzen in ein Teleskop beobachtet wird. Es wird durch die in einem Teleskop verwendete Laufgröße begrenzt, im Allgemeinen bei modernen Teleskopen mit einem Durchmesser von 1,25 oder 2 Zoll. Ein breiteres Sichtfeld kann verwendet werden, um bei gleicher Vergrößerung im Vergleich zu einem kleineren Sichtfeld ohne Kompromisse bei der Vergrößerung eine größere beobachtbare Welt zu erreichen . Beachten Sie, dass eine Erhöhung des Sichtfelds die Oberflächenhelligkeit eines beobachteten Objekts verringert , da das gesammelte Licht über einen größeren Bereich verteilt wird, relativ gesehen verringert eine Vergrößerung des Beobachtungsbereichs die Oberflächenhelligkeit proportional zum Abdunkeln des beobachteten Objekts. Okulare mit großem Sichtfeld funktionieren am besten bei niedrigen Vergrößerungen mit großen Blendenöffnungen, bei denen die relative Größe eines Objekts bei höheren Vergleichsstandards mit minimaler Vergrößerung betrachtet wird, was zunächst ein insgesamt helleres Bild ergibt.

Wahr

True FOV ist die beobachtbare Welt, die durch ein in ein Teleskop eingesetztes Okular beobachtet wird . Das wahre Sichtfeld von Okularen zu kennen ist sehr nützlich, da es verwendet werden kann, um das, was durch das Okular gesehen wird, mit gedruckten oder computerisierten Sternkarten zu vergleichen , die helfen, das Beobachtete zu identifizieren. Wahres FOV ist die Aufteilung des scheinbaren FOV über die Vergrößerung .

Ein Beispiel für echtes FOV bei Verwendung eines Okulars mit 52° scheinbarem FOV bei 81,25- facher Vergrößerung ist gegeben durch:

Maximal

Max FOV ist das maximal nutzbare wahre Sichtfeld, das durch die Optik des Teleskops begrenzt wird. Es ist eine physikalische Einschränkung, bei der Erhöhungen über das Maximum hinaus auf dem Maximum bleiben. Max FOV ist die Laufgröße über der Brennweite des Teleskops, umgerechnet von Radiant in Grad.

Ein Beispiel für das maximale Sichtfeld bei Verwendung eines Teleskops mit einer Tubusgröße von 31,75 mm (1,25 Zoll ) und einer Brennweite von 1200 mm ist gegeben durch:

Beobachten durch ein Teleskop

Es gibt viele Eigenschaften von optischen Teleskopen und die Komplexität der Beobachtung mit einem kann eine entmutigende Aufgabe sein; Erfahrung und Experimentieren sind die wichtigsten Faktoren, um zu verstehen, wie man seine Beobachtungen maximieren kann. In der Praxis bestimmen nur zwei Haupteigenschaften eines Teleskops, wie sich die Beobachtung unterscheidet: die Brennweite und die Öffnung. Diese beziehen sich darauf, wie das optische System ein Objekt oder einen Bereich betrachtet und wie viel Licht durch ein Okular gesammelt wird . Okulare bestimmen außerdem, wie sich das Gesichtsfeld und die Vergrößerung der beobachtbaren Welt ändern.

Beobachtbare Welt

Die beobachtbare Welt ist das, was man mit einem Teleskop sehen kann. Beim Betrachten eines Objekts oder Bereichs kann der Beobachter viele verschiedene Techniken anwenden. Zu verstehen, was angezeigt werden kann und wie es angezeigt wird, hängt vom Sichtfeld ab. Das Betrachten eines Objekts mit einer Größe, die vollständig in das Sichtfeld passt, wird unter Verwendung der beiden Teleskopeigenschaften – Brennweite und Blende – unter Einbeziehung eines Okulars mit geeigneter Brennweite (oder Durchmesser) gemessen . Der Vergleich der beobachtbaren Welt und des Winkeldurchmessers eines Objekts zeigt, wie viel von dem Objekt wir sehen. Die Beziehung zum optischen System darf jedoch nicht zu einer hohen Oberflächenhelligkeit führen . Himmelsobjekte sind aufgrund ihrer großen Entfernung oft dunkel, und Details können durch Beugung oder ungeeignete optische Eigenschaften eingeschränkt sein.

Sichtfeld und Vergrößerungsverhältnis

Die Suche nach dem, was durch das optische System sichtbar ist, beginnt damit, dass das Okular das Sichtfeld und die Vergrößerung bereitstellt ; die Vergrößerung ergibt sich aus der Teilung von Fernrohr- und Okularbrennweite. Am Beispiel eines Amateurteleskops wie einem Newtonteleskop mit einer Öffnung von 130 mm (5") und einer Brennweite von 650 mm (25,5") verwendet man ein Okular mit einer Brennweite von 8 mm und einem scheinbaren Sichtfeld von 52° Die Vergrößerung, mit der die beobachtbare Welt betrachtet wird, ist gegeben durch: Das Gesichtsfeld erfordert die Vergrößerung, die durch seine Teilung über das scheinbare Gesichtsfeld formuliert wird: Das resultierende wahre Gesichtsfeld beträgt 0,64°, ohne dass ein Objekte wie den Orionnebel , der mit einem Winkeldurchmesser von 65 × 60 Bogenminuten elliptisch erscheint , durch das Teleskop in seiner Gesamtheit sichtbar zu sein, wobei sich der gesamte Nebel innerhalb der beobachtbaren Welt befindet Das eigene Betrachtungspotenzial stellt sicher, dass die beobachtbare Welt das gesamte Objekt enthalten kann, oder ob die Vergrößerung erhöht oder verringert werden soll, wenn das Objekt in einem anderen Aspekt betrachtet wird.

Helligkeitsfaktor

Die Oberflächenhelligkeit bei einer solchen Vergrößerung verringert sich erheblich, was zu einem weit dunkleren Erscheinungsbild führt. Ein dunkleres Erscheinungsbild führt zu weniger visuellen Details des Objekts. Details wie Materie, Ringe, Spiralarme und Gase können für den Beobachter vollständig verborgen sein, was eine weit weniger vollständige Sicht auf das Objekt oder die Reichweite ergibt . Die Physik schreibt vor, dass bei der theoretischen Mindestvergrößerung des Teleskops die Oberflächenhelligkeit 100 % beträgt. Praktisch verhindern jedoch verschiedene Faktoren 100 % Helligkeit; dazu gehören Teleskopbeschränkungen (Brennweite, Okularbrennweite usw.) und das Alter des Beobachters.

Bei der Helligkeit spielt das Alter eine Rolle, da die Pupille des Betrachters mitverantwortlich ist . Mit zunehmendem Alter schrumpft die Pupille natürlich im Durchmesser; Im Allgemeinen kann ein junger Erwachsener einen Pupillendurchmesser von 7 mm haben, ein älterer Erwachsener nur 5 mm und ein jüngerer Erwachsener mit 9 mm Durchmesser. Die Mindestvergrößerung kann als Teilung der Blende und des Pupillendurchmessers ausgedrückt werden durch: . Ein problematischer Fall kann das Erreichen einer theoretischen Flächenhelligkeit von 100 % sein, da die erforderliche effektive Brennweite des optischen Systems möglicherweise ein Okular mit einem zu großen Durchmesser erfordert .

Einige Teleskope können die theoretische Oberflächenhelligkeit von 100 % nicht erreichen, während einige Teleskope sie mit einem Okular mit sehr kleinem Durchmesser erreichen. Um herauszufinden, welches Okular für die minimale Vergrößerung benötigt wird, kann man die Vergrößerungsformel umstellen, wobei es jetzt die Teilung der Brennweite des Teleskops über die minimale Vergrößerung ist: . Ein Okular von 35 mm ist eine Sondergröße und wäre nicht käuflich zu erwerben; in diesem Szenario würde man, um 100 % zu erreichen, eine standardmäßig hergestellte Okulargröße von 40 mm benötigen. Da das Okular eine größere Brennweite als die minimale Vergrößerung hat, wird nicht viel Licht durch die Augen aufgenommen.

Austrittspupille

Die Grenze für die Zunahme der Oberflächenhelligkeit bei verringerter Vergrößerung ist die Austrittspupille : ein Lichtzylinder, der das Okular zum Beobachter projiziert. Eine Austrittspupille muss im Durchmesser der eigenen Pupille entsprechen oder kleiner sein , um die volle Menge des projizierten Lichts zu empfangen; eine größere Austrittspupille führt zu dem verschwendeten Licht. Die Austrittspupille ergibt sich mit aus der Teilung der Fernrohröffnung und der Mindestvergrößerung , abgeleitet durch: . Die Pupille und die Austrittspupille haben einen nahezu identischen Durchmesser, sodass mit dem optischen System kein beobachtbares Licht verschwendet wird. Eine Pupille von 7 mm unterschreitet die Helligkeit von 100%, wobei die Oberflächenhelligkeit aus dem Produkt der Konstanten 2 durch das Quadrat der Pupille gemessen werden kann, was zu: . Die Einschränkung ist hier der Pupillendurchmesser; es ist ein unglückliches Ergebnis und verschlechtert sich mit dem Alter. Es wird ein gewisser beobachtbarer Lichtverlust erwartet, und eine Verringerung der Vergrößerung kann die Oberflächenhelligkeit nicht erhöhen, sobald das System seine minimal nutzbare Vergrößerung erreicht hat, weshalb der Begriff als verwendbar bezeichnet wird .

Diese Augen stellen eine skalierte Figur des menschlichen Auges mit 15 px = 1 mm dar, sie haben einen Pupillendurchmesser von 7 mm. Abbildung A hat einen Austrittspupillendurchmesser von 14 mm, was für astronomische Zwecke zu einem Lichtverlust von 75 % führt. Abbildung B hat eine Austrittspupille von 6,4 mm, wodurch die vollen 100 % des beobachtbaren Lichts vom Betrachter wahrgenommen werden können.

Abbildungsmaßstab

Bei Verwendung eines CCD zur Aufzeichnung von Beobachtungen wird das CCD in der Fokusebene platziert. Der Abbildungsmaßstab (manchmal auch als Plattenmaßstab bezeichnet ) ist der Zusammenhang zwischen der Winkelgröße des beobachteten Objekts und der physikalischen Größe des projizierten Bildes in der Brennebene

Dabei ist der Abbildungsmaßstab die Winkelgröße des beobachteten Objekts und die physikalische Größe des projizierten Bildes. In Bezug auf die Brennweite ist der Abbildungsmaßstab

wobei in Radiant pro Meter (rad/m) gemessen wird und in Metern gemessen wird. Normalerweise wird in der Einheit Bogensekunden pro Millimeter ("/mm") angegeben. Wird also die Brennweite in Millimetern gemessen, ist der Abbildungsmaßstab

Die Herleitung dieser Gleichung ist ziemlich einfach und das Ergebnis ist das gleiche für spiegelnde oder brechende Teleskope. Konzeptionell ist es jedoch einfacher abzuleiten, wenn man ein Spiegelteleskop betrachtet. Wenn ein ausgedehntes Objekt mit Winkelgröße durch ein Teleskop beobachtet wird, dann beträgt die Größe des auf die Brennebene projizierten Bildes aufgrund der Reflexionsgesetze und der Trigonometrie

Daher wird der Abbildungsmaßstab (Winkelgröße des Objekts geteilt durch Größe des projizierten Bildes)

und unter Verwendung der Kleinwinkelbeziehung , wenn (NB nur gültig, wenn im Bogenmaß) erhalten wir

Unvollkommene Bilder

Kein Teleskop kann ein perfektes Bild erzeugen. Selbst wenn ein Spiegelteleskop einen perfekten Spiegel oder ein Brechungsteleskop eine perfekte Linse haben könnte, sind die Auswirkungen der Aperturbeugung unvermeidlich. In Wirklichkeit perfekter Spiegel und perfekte Linsen nicht existieren, so Bildfehler zusätzlich zu Apertur Beugungs muss berücksichtigt werden. Bildfehler können in zwei Hauptklassen eingeteilt werden, monochromatisch und polychromatisch. 1857 zerlegte Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) die monochromatischen Aberrationen erster Ordnung in fünf konstituierende Aberrationen. Sie werden heute allgemein als die fünf Seidel-Aberrationen bezeichnet.

Die fünf Seidel-Aberrationen

Sphärische Aberration
Der Brennweitenunterschied zwischen paraxialen Strahlen und Randstrahlen, proportional zum Quadrat des Objektivdurchmessers.
Koma
Ein Defekt, bei dem Punkte als kometenartige asymmetrische Lichtflecken mit Schweif erscheinen, was die Messung sehr ungenau macht. Seine Größe wird normalerweise aus dem optischen Sinussatz abgeleitet .
Astigmatismus
Das Bild eines Punktes bildet Brennlinien an den sagittalen und tangentalen Brennpunkten und dazwischen (ohne Koma) eine elliptische Form.
Feldkrümmung
Die Petzval-Feldkrümmung bedeutet, dass das Bild, anstatt in einer Ebene zu liegen, tatsächlich auf einer gekrümmten Oberfläche liegt, die als hohl oder rund bezeichnet wird. Dies führt zu Problemen, wenn eine flache Abbildungsvorrichtung verwendet wird, zB eine Fotoplatte oder ein CCD-Bildsensor.
Verzerrung
Entweder Tonnen oder Nadelkissen, eine radiale Verzerrung, die beim Kombinieren mehrerer Bilder korrigiert werden muss (ähnlich dem Zusammenfügen mehrerer Fotos zu einem Panoramafoto ).

Optische Defekte werden immer in der obigen Reihenfolge aufgelistet, da diese ihre gegenseitige Abhängigkeit als Aberrationen erster Ordnung über Bewegungen der Austritts-/Eintrittspupillen zum Ausdruck bringen. Die erste Seidelsche Aberration, Spherical Aberration, ist unabhängig von der Lage der Austrittspupille (wie bei axialen und extraaxialen Bleistiften gleich). Die zweite Koma ändert sich als Funktion des Pupillenabstands und der sphärischen Aberration, daher das bekannte Ergebnis, dass es unmöglich ist, die Koma in einer Linse ohne sphärische Aberration durch einfaches Verschieben der Pupille zu korrigieren. Ähnliche Abhängigkeiten wirken sich auf die verbleibenden Aberrationen in der Liste aus.

Chromatische Aberrationen

Vergleich eines idealen Bildes eines Rings (1) und eines mit nur axialer (2) und nur transversaler (3) chromatischer Aberration
Longitudinale chromatische Aberration : Wie bei sphärischer Aberration Dies ist das gleiche für Axial- und Schrägstifte.
Farbquerfehler (chromatische Aberration der Vergrößerung)

Astronomische Forschungsteleskope

Zwei der vier Einzelteleskope , die das bilden ESO ‚s VLT , auf einem entfernten Bergspitze , 2600 Meter über dem Meeresspiegel in der chilenischen Atacama - Wüste.

Optische Teleskope werden seit ihrer Erfindung im frühen 17. Jahrhundert in der astronomischen Forschung eingesetzt. Im Laufe der Jahre wurden viele Typen in Abhängigkeit von der optischen Technologie wie Brechung und Reflexion, der Art des abzubildenden Lichts oder Objekts und sogar dem Ort, an dem sie platziert werden, wie beispielsweise Weltraumteleskopen, konstruiert . Einige werden nach ihrer Aufgabe klassifiziert, wie zum Beispiel Sonnenteleskope .

Große Reflektoren

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

  • Bei einer Linse muss das gesamte Materialvolumen frei von Unvollkommenheiten und Inhomogenitäten sein, während bei einem Spiegel nur eine Oberfläche perfekt poliert werden muss.
  • Licht verschiedener Farben bewegt sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten durch ein anderes Medium als Vakuum. Dies verursacht chromatische Aberration .
  • Reflektoren arbeiten in einem breiteren Lichtspektrum, da bestimmte Wellenlängen beim Durchgang durch Glaselemente absorbiert werden, wie sie in einem Refraktor oder einer Katadioptrik vorkommen.
  • Bei der Herstellung und Handhabung von Linsen mit großem Durchmesser treten technische Schwierigkeiten auf. Eine davon ist, dass alle realen Materialien in der Schwerkraft nachgeben. Eine Linse kann nur an ihrem Umfang gehalten werden. Ein Spiegel hingegen kann von der ganzen Seite gegenüber seiner reflektierenden Seite getragen werden.
Vergleich der Nenngrößen der Hauptspiegel einiger namhafter optischer Teleskope

Die meisten großen Forschungsreflektoren arbeiten in unterschiedlichen Brennebenen, je nach Art und Größe des verwendeten Instruments. Dazu gehören der Hauptfokus des Hauptspiegels, der Cassegrain-Fokus (das Licht wird hinter dem Hauptspiegel zurückgeworfen) und sogar außerhalb des Teleskops alle zusammen (wie der Nasmyth- und der Coudé-Fokus ).

Eine neue Ära des Teleskopbaus wurde durch das Multiple Mirror Telescope (MMT) eingeleitet, bei dem ein Spiegel aus sechs Segmenten einen Spiegel von 4,5 Metern Durchmesser synthetisiert . Dieser wurde nun durch einen einzigen 6,5-m-Spiegel ersetzt. Seinem Beispiel folgten die Keck-Teleskope mit 10 m segmentierten Spiegeln.

Die derzeit größten bodengestützten Teleskope haben einen Hauptspiegel zwischen 6 und 11 Metern Durchmesser. Bei dieser Teleskopgeneration ist der Spiegel meist sehr dünn und wird durch eine Reihe von Aktuatoren in optimaler Form gehalten (siehe Aktive Optik ). Diese Technologie hat neue Designs für zukünftige Teleskope mit Durchmessern von 30, 50 und sogar 100 Metern vorangetrieben.

Relativ billige, in Massenproduktion hergestellte ~2-Meter-Teleskope wurden kürzlich entwickelt und haben einen erheblichen Einfluss auf die Astronomieforschung gehabt. Diese ermöglichen die kontinuierliche Überwachung vieler astronomischer Ziele und die Vermessung großer Himmelsbereiche. Viele sind Roboterteleskope , computergesteuert über das Internet (siehe zB das Liverpool Telescope und das Faulkes Telescope North and South ), die eine automatisierte Verfolgung astronomischer Ereignisse ermöglichen.

Der in Teleskopen verwendete Detektor war zunächst das menschliche Auge . Später trat die sensibilisierte Fotoplatte an ihre Stelle und der Spektrograph wurde eingeführt, der die Erfassung spektraler Informationen ermöglichte. Nach der fotografischen Platte wurden sukzessive Generationen elektronischer Detektoren, wie die ladungsgekoppelten Vorrichtungen (CCDs), perfektioniert, jeder mit mehr Empfindlichkeit und Auflösung und oft mit einer breiteren Wellenlängenabdeckung.

Aktuelle Forschungsteleskope haben mehrere Instrumente zur Auswahl, wie zum Beispiel:

  • Bildgeber mit unterschiedlichen spektralen Empfindlichkeiten
  • Spektrographen, nützlich in verschiedenen Bereichen des Spektrums
  • Polarimeter, die Lichtpolarisation erkennen .

Das Phänomen der optischen Beugung setzt der Auflösung und Bildqualität, die ein Teleskop erreichen kann, eine Grenze. Dies ist die effektive Fläche der Airy-Scheibe , die begrenzt, wie nahe zwei solcher Scheiben platziert werden können. Diese absolute Grenze wird als Beugungsgrenze bezeichnet (und kann durch das Rayleigh-Kriterium , die Dawes-Grenze oder die Auflösungsgrenze von Sparrow angenähert werden ). Diese Grenze hängt von der Wellenlänge des untersuchten Lichts ab (so dass die Grenze für rotes Licht viel früher kommt als die Grenze für blaues Licht) und vom Durchmesser des Teleskopspiegels. Das bedeutet, dass ein Teleskop mit einem bestimmten Spiegeldurchmesser bei einer bestimmten Wellenlänge theoretisch bis zu einer bestimmten Grenze auflösen kann. Für konventionelle Teleskope auf der Erde ist die Beugungsgrenze für Teleskope größer als etwa 10 cm nicht relevant. Stattdessen legt das Seeing oder die durch die Atmosphäre verursachte Unschärfe die Auflösungsgrenze fest. Aber im Weltraum oder wenn adaptive Optiken verwendet werden, ist das Erreichen der Beugungsgrenze manchmal möglich. Wenn bei dieser Wellenlänge eine höhere Auflösung benötigt wird, muss an dieser Stelle ein breiterer Spiegel gebaut oder eine Apertursynthese mit einer Reihe von nahegelegenen Teleskopen durchgeführt werden.

In den letzten Jahren wurden mit guten Ergebnissen eine Reihe von Technologien entwickelt, um die durch die Atmosphäre verursachten Verzerrungen an bodengestützten Teleskopen zu überwinden . Siehe adaptive Optik , Speckle Imaging und optische Interferometrie .

Siehe auch

Verweise

Externe Links

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