Telescópio óptico

Oito polegadas telescópio refrator.

Um telescópio óptico é um telescópio que é usado para coletar e focar a luz principalmente a partir da parte visível do espectro eletromagnético, para ver diretamente uma imagem ampliada, tomada de um fotografia, ou a coleta de dados por meio eletrônico sensores de imagem.

Existem três tipos principais de telescópio óptico: (Refratores Dióptrica) que utilizam lentes, Refletores ( Catoptrics) que utilizam espelhos, e Lens-Espelho combinado Sistemas ( Catadioptrics) que usam lentes e espelhos em combinação (por exemplo, o Maksutov telescópio eo Câmara Schmidt).

História

Os primeiros conhecidos telescópios de trabalho apareceu em 1608 e são creditados a três indivíduos, Hans Lippershey e Zacharias Janssen, tomadores de óculos em Middelburg, e Jacob Metius de Alkmaar também conhecido como Jacob Adriaanszoon (embora há alegações de que Leonard Digges, um matemático Inglês e agrimensor, construído na década de 1570 um). Galileo Galilei fez o seu próprio telescópio 1609 depois de ouvir sobre o projeto de Hans Lippershey, chamando-a em primeiro lugar um "perspicillum", e em seguida, usando os termos "telescopium" em latim e "telescopio" em italiano (a partir do qual deriva a palavra Inglês). Galileo é geralmente creditado como sendo o primeiro a usar um telescópio para fins astronômicos. (O telescópio foi usado pela primeira vez para detectar navios.) Telescópio de Galileu consistiu em uma lente objeto convexo e uma lente côncava do olho, que é universalmente chamado de Telescópio de Galileu (ainda utilizado em visores de câmera e em "simples binocular Galileu projetos "). Mais tarde, Johannes Kepler descreveu os óptica de lentes (ver seus livros Astronomiae Pars Optica e Dioptrice ), incluindo um novo tipo de telescópio astronômico com duas lentes convexas (um princípio muitas vezes chamado de Telescópio Kepler).

Como funciona

O esquema básico é que o elemento de captação de luz primária, o objectivo (1) (a lente convexa ou espelho côncavo utilizado para reunir a luz de entrada), que foca a luz a partir do objecto distante (4) para um plano focal, onde forma uma imagem real (5). Esta imagem pode ser gravada, ou vista através de uma ocular (2), que age como um lupa. O olho (3) vê uma invertida ampliada imagem virtual (6) do objecto.

Esquemático de um Keplerian telescópio refrator

Imagens invertidas

A maioria dos projetos telescópio produzir uma imagem invertida no plano focal. Estes são referidos como invertendo telescópios. Em telescópios astronômicos a vista invertido normalmente não for corrigido, uma vez que não afetam o modo como o telescópio é usado. Em telescópios terrestres como Lunetas, lunetas e binóculos , prismas (por exemplo, Prismas Porro) ou uma lente de retransmissão entre objectiva eo ocular são usadas para inverter a imagem mais uma vez para uma orientação correta. Há projetos de telescópio que não apresentam uma imagem invertida, como a Refrator Galileu e do Reflector gregoriano. Estes são referidos como erguer telescópios.

Variantes de design

Muitos tipos de telescópio dobrar ou desviar o caminho óptico com espelhos secundários ou terciários. Estes podem ser parte integrante da concepção óptica ( Telescópio newtoniano, Cassegrain ou tipos semelhantes), ou pode simplesmente ser usado para colocar o ocular ou detector para uma posição mais conveniente. Projetos telescópio também pode usar lentes ou espelhos adicionais especialmente concebidos para melhor qualidade de imagem ao longo de um maior campo de visão.

Resolução angular

Ignorando indefinição da imagem pela turbulência na atmosfera ( seeing atmosférica) e imperfeições ópticas da óptica, o resolução angular de um telescópio óptico é determinado pela largura do objectivo, designa o " abertura "(o espelho primário, ou lente.) A Critério de Rayleigh para o limite de resolução (Em radianos ) é dada pela

,

onde é o e comprimento de onda é a abertura. Para luz visível ( = 550 nm), esta equação pode ser reescrita:

.

Aqui, denota o limite de resolução no arcseconds e é expresso em milímetros. No caso ideal, os dois componentes estrelas duplas podem ser divididos mesmo se separados por ligeiramente menos do que . Isto é levado em conta pelo limite Dawes

.

Essencialmente; quanto maior a abertura, melhor a resolução angular

Deve notar-se que a resolução não é dada pela máximo ampliação (ou "poder") de um telescópio. Telescópios comercializados, dando altos valores de potência máxima muitas vezes proporcionam imagens pobres.

Para grandes telescópios terrestres, a resolução é limitada pela seeing atmosférico. Este limite pode ser ultrapassado, colocando os telescópios acima da atmosfera, por exemplo, nos cumes das montanhas altas, no balão e aviões que voam alto, ou no espaço. Limites de resolução, também pode ser superada pela óptica adaptativa, imagiologia ou salpico imaging sorte para telescópios terrestres.

Recentemente, tornou-se prático efectuar abertura de síntese com matrizes de telescópios ópticos. Imagens de alta resolução pode ser obtida com grupos de amplamente espaçados telescópios menores, ligados entre si por caminhos ópticos cuidadosamente controladas, mas estes interferômetros só pode ser usado para geração de imagens objetos brilhantes como estrelas ou medir os núcleos brilhantes de galáxias ativas. Imagens de exemplo de manchas estelares em Betelgeuse pode ser visto Aqui.

Distância focal e f-ratio

O comprimento focal determina a largura um ângulo o telescópio possa ver com um determinado ocular ou de um tamanho Detector de CCD ou chapa fotográfica. O f-razão (ou rácio focal, ou número f) de um telescópio é a relação entre o distância focal e a abertura (ou seja, diâmetro) da objectiva. Assim, para uma dada abertura (poder de captação de luz), os baixos F-ratios indicam amplos campos de visão. Telescópios de campo amplo (como astrographs) são usados para rastrear satélites e asteróides , para de raios cósmicos de investigação, e para pesquisas do céu. É mais difícil reduzir aberrações ópticas em telescópios com baixa f-ratio do que em telescópios com maior f-ratio.

Poder de captação de luz

O poder de recolha de luz de um telescópio óptico está diretamente relacionada com o diâmetro (ou abertura) da lente objetiva ou espelho. Note-se que a área de um círculo é proporcional ao quadrado do raio. Um telescópio com uma lente que tem um diâmetro de três vezes maior do que outro terá nove vezes o poder de captação da luz. Objetivos maiores captar mais luz, e equipamentos de imagem mais sensível pode produzir melhores imagens a partir de menos luz.

Imagens imperfeitas

Nenhum telescópio pode formar uma imagem perfeita. Mesmo se um telescópio refletor poderia ter um espelho perfeito, ou um telescópio refrator poderia ter uma lente perfeita, os efeitos da abertura de difração pode ainda não ser escapado. Na realidade, espelhos e lentes perfeitas perfeitas não existem, portanto imagem aberrações em adição a abertura de difracção devem ser tidos em conta. Aberrações de imagem podem ser divididos em duas classes principais, monocromática, e policromática. Em 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) decomposto as aberrações monocromáticas de primeira ordem em cinco aberrações constituintes. Eles agora são comumente referidos como os cinco Seidel aberrações.

Os cinco aberrações Seidel

A aberração esférica

A diferença no comprimento focal entre raios paraxiais e raios marginais, proporcional ao quadrado da abertura.

Coma

Um defeito mais censurável, através da qual os pontos são visualizados como cometa-como manchas assimétricas de luz com caudas, o que torna a medição muito imprecisa. A sua magnitude é normalmente deduzida a partir da teorema seno óptico.

Astigmatismo

A imagem de um ponto formas linhas focais na focos sagital e tangental e no meio (na ausência de coma) uma forma elíptica.

Curvatura de campo

O Curvatura Petzval significa que a imagem em vez de ficar em um avião, na verdade, encontra-se em uma superfície curva que é descrito como oco ou redondo. Isto causa problemas quando um dispositivo de imagem plana é utilizada por exemplo uma placa ou sensor de imagem CCD fotográfico.

Distorção

Ou barril ou pincushion, uma distorção radial, que devem ser corrigidos para se várias imagens devem ser combinados (semelhante a costura de várias fotos em uma foto panorâmico).

Eles sempre são listados na ordem acima uma vez que este exprime a sua interdependência como aberrações de primeira ordem através de movimentos dos alunos saída / entrada. A primeira aberração Seidel, esférica aberração, é independente da posição da pupila de saída (como é o mesmo para lápis axial e extra-axiais). A segunda, coma, altera-se em função da distância da pupila e aberração esférica, portanto, o resultado bem conhecido que é impossível para corrigir o coma em uma lente livre de aberração esférica com um simples movimento da pupila. Dependências similares afectar as aberrações restantes na lista.

As aberrações cromáticas

Longitudinal aberração cromática

Tal como com aberração esférica esta é a mesma para lápis axial e oblíquas.

Transverse aberração cromática (aberração cromática de Ampliação)

Telescópios ópticos pesquisa

Harlan J. Smith no Telescópio McDonald Observatory, Texas

Quase todos os telescópios astronômicos grande pesquisa de grau são refletores. Algumas razões são:

• Numa lente de todo o volume de material tem de ser livre de imperfeições e falta de homogeneidade, enquanto que em um espelho, uma única superfície deve estar perfeitamente polida.
• Luz de cores diferentes se desloca através de um meio diferente de vácuo a diferentes velocidades. Isto faz com que a aberração cromática .
• Refletores trabalhar em uma ampla espectro de luz desde certos comprimentos de onda são absorvidos quando passando por elementos de vidro, como os encontrados em um refrator ou catadioptric.
• Há dificuldades técnicas envolvidas na fabricação e manipulação de lentes de grande abertura. Uma delas é que todos os materiais SAG real na gravidade. Uma lente só pode ser realizada por seu perímetro. Um espelho, por outro lado, pode ser suportado por todo o lado oposto à sua superfície reflectora.

A maioria dos grandes telescópios de investigação pode operar tanto como um Cassegrain telescópio (comprimento focal mais longo, e um campo mais estreito com uma maior ampliação) ou um Telescópio newtoniano (campo mais brilhante). Eles têm um espelho primário perfurado, um foco newtoniano, e uma aranha para montar uma variedade de espelhos secundários substituíveis.

Uma nova era de tomada de telescópio foi inaugurado pelo Telescópio múltipla Espelho (MMT), com um espelho composto por seis segmentos sintetizando um espelho de 4,5 metros de diâmetro. Este foi substituído por um único espelho 6,5 m. O seu exemplo foi seguido pela Keck telescópios com espelhos segmentados 10 m.

Os maiores atuais telescópios terrestres têm um espelho primário de entre 6 e 11 metros de diâmetro. Nesta geração de telescópios, o espelho é normalmente muito fina, e é mantida numa forma óptima por um conjunto de actuadores (ver óptica ativa). Esta tecnologia tem impulsionado novos modelos para futuros telescópios com diâmetros de 30, 50 e mesmo 100 metros.

Relativamente baratos, telescópios ~ 2 metros produzidos em massa têm sido desenvolvidas recentemente e fez um impacto significativo na pesquisa astronômica. Estes permitem que muitos alvos astronômicos a ser monitorado continuamente, e para grandes áreas do céu a ser levantada. Muitos são telescópios robóticos, controlado por computador através da internet (ver por exemplo, a Telescópio Liverpool eo Faulkes Telescope do Norte e Sul), permitindo automatizado de acompanhamento de eventos astronômicos.

Inicialmente, o detector utilizado em telescópios era o humano olho . Mais tarde, o sensibilizado chapa fotográfica tomou o seu lugar, eo espectrógrafo foi introduzido, permitindo a recolha de informação espectral. Depois da placa fotográfica, sucessivas gerações de detectores electrónicos, tais como o Charge-Coupled Device (CCD), foram aperfeiçoadas, cada um com mais sensibilidade e resolução, e muitas vezes com uma cobertura mais ampla de comprimento de onda.

Telescópios de investigação em curso tem vários instrumentos à sua escolha, tais como:

• geradores de imagens, de diferentes respostas espectrais
• espectrógrafos, úteis em diferentes regiões do espectro
• polarímetros, que detectam luz polarização.

O fenômeno da ótica difracção define um limite para a qualidade e resolução de imagem que pode atingir um telescópio, que é a área efectiva do Disco Airy, que limita como próximos dois desses discos pode ser colocado. Este limite absoluto é chamado de limite de difração (ou às vezes a Critério de Rayleigh, Limite ou Dawes Limite de resolução de Sparrow). Este limite depende do comprimento de onda da luz estudado (de modo que o limite para a luz vermelha acende muito mais cedo do que o limite para a luz azul) e sobre o diâmetro do espelho do telescópio. Isto significa que um telescópio com um determinado diâmetro do espelho pode, teoricamente, resolver-se a um determinado limite a um determinado comprimento de onda. Para telescópios convencionais na Terra, o limite de difração não é relevante para telescópios maiores do que cerca de 10 cm. Em vez disso, o vendo ou desfocagem causada pela atmosfera, define o limite de resolução. Mas no espaço, ou se óptica adaptativa são usados, em seguida, atingir o limite de difração é às vezes possível. Neste ponto, se maior resolução é necessária nesse comprimento de onda, um espelho mais larga tem de ser construído ou síntese da abertura realizada utilizando uma matriz de telescópios nas proximidades.

Nos últimos anos, uma série de tecnologias para superar as distorções causadas pela atmosfera têm sido desenvolvidos em telescópios terrestres, com bons resultados. Ver óptica adaptativa, imaging salpico e interferometria óptica.

Telescópios ópticos famosos

O telescópio espacial Hubble orbita acima da Terra.

• O Telescópio Espacial Hubble está em órbita além da atmosfera da Terra para permitir observações não distorcidas por seeing atmosférico. Desta forma, as imagens podem ser difracção limitada, e usado para a cobertura no ultravioleta (UV) e infra-vermelhos. Também não existe nenhum fundo da luz espalhada pelo ar imagens de forma muito profundos são possíveis, apesar do tamanho relativamente pequeno espelho.
• O Telescópios Keck Atualmente ( a partir de 2006) o maior, mas em breve será substituído pelo Gran Telescopio Canarias.
• O Telescópio Hobby-Eberly e Grande Telescópio Sul Africano são grandes telescópios 9,2 metros de um design muito diferente. O espelho é mantido estacionário e objectos controlados pelo movimento dos instrumentos. Isto tem restrições operacionais significativos, mas dá uma grande abertura para uma fracção do custo de um telescópio completamente orientável.
• O Very Large Telescope array (VLT) no Observatório Paranal é atualmente ( a partir de 2002) o detentor do recorde de área total coleta em uma matriz de telescópios, com quatro telescópios cada 8 metros de diâmetro. Os quatro telescópios, pertencentes ao Observatório Europeu do Sul (ESO) e localizado no Deserto de Atacama no Chile , são normalmente operados de forma independente para observações astronômicas tênues, mas até três telescópios pode ser operado em conjunto para abertura síntese observações de objetos brilhantes.
• O Marinha Prototype Optical Interferometer é o telescópio óptico (matriz) que pode atualmente ( a partir de 2005) produzir as imagens de mais alta resolução em comprimentos de onda visíveis.
• O CHARA (Centro de alta resolução angular Astronomia) matriz é a matriz telescópio que pode atualmente ( a partir de 2005) produzir as imagens de mais alta resolução em comprimentos de onda do infravermelho próximo.
• Existem muitos planos para telescópios ainda maiores. Um deles é a Esmagadoramente grande telescópio (OWL), que se destina a ter uma única abertura de 100 metros de diâmetro.
• A 200 polegadas (5,08 metros) Telescópio Hale em Palomar Mountain foi o maior telescópio de investigação convencional por muitos anos. Ele tem uma única borosilicato ( Pyrex) espelho que foi famosamente difícil de construir. A montagem é um projeto especial de montagem equatorial chamada montar um jugo, que permite que o telescópio para ser apontado para e perto do pólo norte celeste.
• A 100 polegadas (2,54 metros) Telescópio Hooker no Observatório Mount Wilson foi utilizado por Edwin Hubble para descobrir galáxias eo redshift . O espelho foi feito de vidro verde por Saint-Gobain. Em 1919 , o telescópio foi usado para as primeiras medições de diâmetro estelar usando interferometria. O telescópio tem agora um sistema de óptica adaptativa, e ainda é útil para a investigação avançada.
• O de 72 polegadas Leviathan na Birr Castle (na Irlanda ) foi o maior telescópio do mundo a partir de 1845, até que foi desmantelado em 1908. Ele não foi superada em tamanho, até a construção do Telescópio Hooker.
• A 1,02 metros Telescópio Yerkes (em Wisconsin) é o maior telescópio aimable refracção em uso.
• A (0,91 m) refrator Grande Lamba 36 polegadas construído em 1889 no Observatório Lick em Mt. Hamilton perto de San Jose, California .
• A 0,76 metros Nice refrator (em França ) que se tornou operacional em 1888 era naquele tempo maior refrator do mundo. Ele foi ultrapassado em tamanho um ano mais tarde; esta foi a última vez que o mais poderoso telescópio operacional no mundo foi localizado na Europa.
• O maior refrator já construído era francês. Foi em exibição na exposição 1900 de Paris. Sua lente era estacionária, prefigurada de modo a ceder na forma correta. O telescópio foi destinado pela ajuda de um Foucault sidérostat, que é um espelho plano móvel com um diâmetro de 2 metros, montado num quadro grande de ferro fundido. O tubo horizontal tinha 60 m de comprimento e tinha o objectivo de 1,25 m de diâmetro. Foi um fracasso.
• O Gran Telescopio Canarias (Grantecan, também GTC), é um alto desempenho segmentado 10,4 telescópio medidor que está sendo instalada em um dos melhores locais do Hemisfério Norte: o Roque de los Muchachos Observatory (La Palma, Ilhas Canárias, Espanha ). Em maio de 2008, 24 de seus 36 sub-espelhos são instalados; quando o restante são instalados, será o maior do mundo.
• O refrator de 1 metro Telescópio Solar Sueco (SST) em La Palma ( Espanha ), é atualmente o telescópio solar mais alta resolução do mundo.
• O refrator de 26 polegadas Telescópio do Observatório Naval dos Estados Unidos em Washington DC foi usada na descoberta das duas luas de Marte , Phobos e Deimos.