Астрономический бинокль для наблюдений. Астрономические очки


Адаптивная оптика | Журнал Популярная Механика

Но ярких звезд на земном небе немного, так что эта методика пригодна для наблюдений всего лишь 10% небесной сферы. Но если природа не создала подходящее светило в нужном месте, можно создать искусственную звезду — с помощью лазера вызвать на большой высоте свечение атмосферы, которое станет опорным источником света для компенсирующей системы.

Этот метод в 1985 году предложили французские астрономы Рено Фуа и Антуан Лабейри. Примерно тогда же к аналогичным выводам пришли и их коллеги из США Эдвард Кибблуайт и Лэйрд Томсон. В середине 1990-х лазерные излучатели в паре с аппаратурой АО появились на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и в обсерватории Калар Альто в Испании. Однако этой технике понадобилось около десяти лет, чтобы она нашла применение на 8−10-метровых телескопах.

Исполнительный элемент системы адаптивной оптики — это деформируемое зеркало, изгибаемое с помощью пьезоэлектрических или электромеханических приводов (актуаторов) по командам системы управления, которая получает и анализирует данные об искажениях от датчиков волнового фронта.

Военный интерес

История адаптивной оптики имеет не только явную, но и тайную сторону. В январе 1958 года в Пентагоне учредили новую структуру, Управление перспективных оборонных исследовательских проектов — Advanced Research Projects Agency, ARPA (сейчас DARPA), ответственное за разработку технологий для новых поколений оружия. Это ведомство сыграло первостепенную роль в создании адаптивной оптики: для наблюдения за советскими орбитальными аппаратами требовались нечувствительные к атмосферным помехам телескопы с максимально высоким разрешением, а в перспективе рассматривалась задача создания лазерного оружия для уничтожения баллистических ракет.

В середине 1960-х под контролем ARPA была запущена программа изучения атмосферных возмущений и взаимодействия лазерного излучения с воздухом. Этим занимались в исследовательском центре RADC (Rome Air Development Center), расположенном на авиабазе Гриффис в штате Нью-Йорк. В качестве опорного источника света использовали мощные прожектора, установленные на пролетающих над полигоном бомбардировщиках, и это было столь впечатляющим, что испуганные жители порой обращались в полицию!

Весной 1973 года ARPA и RADC подрядили частную корпорацию Itec Optical Systems для участия в разработке приборов, компенсирующих рассеивание света под действием атмосферных возмущений, в рамках программы RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Сотрудники Itec создали все три главных компонента АО — интерферометр для анализа возмущений светового фронта, деформируемое зеркало для их исправления и систему управления. Их первое зеркало двухдюймового диаметра было сделано из стекла, покрытого отражающей пленкой из алюминия. В опорную пластинку были встроены пьезоэлектрические актуаторы (21 штука), способные под действием электрических импульсов сокращаться и удлиняться на 10 мкм. Уже первые лабораторные тесты, проведенные в том же году, свидетельствовали об успехе. А следующим летом новая серия тестов продемонстрировала, что экспериментальная аппаратура может исправить лазерный луч уже на расстояниях в несколько сотен метров.

Эти чисто научные эксперименты еще не были засекречены. Однако в 1975 году была утверждена закрытая программа CIS (Compensating Imaging System) разработки АО в интересах Пентагона. В соответствии с ней были созданы более совершенные сенсоры волнового фронта и деформируемые зеркала с сотнями актуаторов. Эту аппаратуру установили на 1,6-метровом телескопе, расположенном на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. В июне 1982 года с ее помощью впервые удалось получить фотографии искусственного спутника Земли приемлемого качества.

С лазерным прицелом

Хоть эксперименты на Мауи продолжались еще несколько лет, центр разработки переместился в особую зону авиабазы Киртленд в штате Нью-Мексико, на секретный полигон Sandia Optical Range (SOR), где уже давно работали над лазерным оружием. В 1983 году группа под руководством Роберта Фьюгейта приступила к экспериментам, в ходе которых предстояло изучить лазерное сканирование неоднородностей атмосферы. Эту идею в 1981 году выдвинул американский физик Джулиус Фейнлейб, и теперь ее нужно было проверить на практике. Фейнлейб предложил использовать в системах АО упругое (рэлеевское) рассеяние квантов света на неоднородностях атмосферы. Некоторые из рассеянных фотонов возвращаются в точку, из которой ушли, и в соответствующем участке небосвода возникает характерное свечение почти точечного источника — искусственная звезда. Фьюгейт с коллегами регистрировали искажения волнового фронта отраженного излучения на пути к Земле и сравнивали их с аналогичными возмущениями звездного света, пришедшего с этого же участка небосвода. Возмущения оказались почти идентичными, что подтвердило возможность использования лазеров для решения задач АО.

Эти измерения не требовали сложной оптики — хватило простых зеркальных систем. Однако для более надежных результатов их надо было повторить на хорошем телескопе, который и был установлен на SOR в 1987 году. Фьюгейт с помощниками провели на нем эксперименты, в ходе которых и родилась адаптивная оптика с рукотворными звездами. В феврале 1992 года было получено первое значительно улучшенное изображение небесного тела — Бетельгейзе (самого яркого светила созвездия Ориона). Вскоре возможности метода продемонстрировали на фотографиях еще ряда звезд, колец Сатурна и других объектов.

Группа Фьюгейта зажигала искусственные звезды мощными лазерами на парах меди, генерировавшими 5000 импульсов в секунду. Столь высокая частота вспышек позволяет сканировать даже самые короткоживущие турбулентности. На смену интерферометрическим сенсорам волнового фронта пришел более совершенный сенсор Шека-Хартмана, изобретенный в начале 1970-х годов (кстати, тоже по заказу Пентагона). Зеркало с 241 актуатором, поставленное фирмой Itec, могло изменять форму 1664 раза в секунду.

Поднять повыше

Рэлеевское рассеяние довольно слабо, поэтому его возбуждают в диапазоне высот 10−20 км. Лучи от искусственной опорной звезды расходятся, в то время как лучи от гораздо более далекого космического источника строго параллельны. Поэтому их волновые фронты искажаются в турбулентном слое не совсем одинаково, что сказывается на качестве скорректированного изображения. Звезды-маяки лучше зажигать на большей высоте, но рэлеевский механизм здесь непригоден.

Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Эту проблему в 1982 году разрешил профессор Принстонского университета Уилл Харпер. Он предложил воспользоваться тем, что в мезосфере на высоте порядка 90 км много атомов натрия, скопившихся там из-за сгорания микрометеоритов. Харпер предложил возбуждать резонансное свечение этих атомов с помощью лазерных импульсов. Интенсивность такого свечения при равной мощности лазера на четыре порядка выше силы света при рэлеевском рассеянии. Это была только теория. Ее практическое воплощение стало возможным благодаря усилиям сотрудников Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс. Летом 1988 года они получили первые снимки звезд, выполненные с помощью мезосферных маяков. Однако качество фотографий не было высоким, и реализация метода Харпера потребовала многолетней шлифовки.

B 2013 году был успешно испытан уникальный прибор Gemini Planet Imager для фото- и спектрографирования экзопланет, предназначенный для восьмиметровых телескопов Gemini. Он позволяет с помощью АО наблюдать планеты, чья видимая яркость в миллионы раз меньше яркости звезд, вокруг которых они обращаются.

Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Первые сообщения о ней были сделаны в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле. Вскоре последовали и журнальные публикации. Хотя американские военные продолжали заниматься адаптивной оптикой, рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Великий уравнитель

«АО впервые дала возможность наземным телескопам получать данные о структуре очень далеких галактик, — говорит профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс из университета в Санта-Крус. — До наступления эры АО их можно было наблюдать в оптическом диапазоне лишь из космоса. Все наземные наблюдения движения звезд вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Галактики ведутся также с помощью АО.

www.popmech.ru

АКТИВНАЯ ОПТИКА | Энциклопедия Кругосвет

АКТИВНАЯ ОПТИКА, в астрономии – электронно-механическая система для автоматического поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов телескопа-рефлектора, прежде всего – его главного и вторичного зеркал.

Идеальную форму (параболоид, гиперболоид или сфера – в зависимости от оптической схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на оптическом предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты. Дальнейшее ухудшение качества зеркал происходит в процессе их транспортировки и сборки телескопа в башне обсерватории. При эксплуатации телескопа его элементы подвергаются переменным механическим и термическим нагрузкам, вызванным поворотами телескопа при его наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т.п. Особенно сильно искажают форму главного зеркала телескопа его повороты по высоте; они же приводят к переменному гнутию конструкции телескопа, сбивая настройку оптических элементов.

Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их жесткости. До конца 19 в. основным инструментом астрономов был телескоп-рефрактор, имеющий линзовый объектив. С ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру. Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа – рефрактор Ликской обсерватории (шт. Калифорния, США) с объективом диаметром 91 см и рефрактор Йеркской обсерватории (шт. Висконсин, США) с объективом в 102 см были сооружены около 1890 и до сих пор не превзойдены. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов никогда не изготавливались. На Парижской выставке 1900 демонстрировался неподвижный горизонтальный телескоп-рефрактор с объективом в 125 см и сидеростатом для наведения на объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делаются из стекла, вряд ли удастся изготовить объективы большего размера. Даже если оптическое качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под собственным весом.

Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопам-рефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют «пассивными». Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая система разгрузки, поддерживающая зеркало снизу в нескольких точках так, что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту наблюдается объект, а значит, чем более горизонтально располагается главное зеркало телескопа, тем сильнее упираются в него снизу поддерживающие элементы, не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически, это стало первым шагом к системам активной оптики.

Главной особенностью современных астрономических систем активной оптики является линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при необходимости исправлять его путем управляемой деформации главного зеркала и перемещения вторичного зеркала телескопа (рис. 1). Контроль осуществляется по изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого источника и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектов (т.е. для гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из небольших линз. Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС-матрицей. Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта – по взаимному положению изображений, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются на интервалах в 20–30 сек. По данным анализатора волнового фронта компьютер вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные механические домкраты (рис. 2), упирающиеся снизу с необходимым усилием в главное зеркало или слегка перемещающие вторичное зеркало.

Рис. 1. ПРИНЦИПИАЛЬНАЯ СХЕМА системы активной оптики, применяемой на Европейской южной обсерватории.Рис. 2. ОПРАВА 8,2-МЕТРОВОГО ГЛАВНОГО ЗЕРКАЛА очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории. В нижнюю поверхность зеркала упираются 150 управляемых «домкратов», которые по командам компьютера поддерживают форму зеркала в идеальном состоянии.

При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных телескопов главное зеркало либо является относительно тонким (например, при диаметре 8–9 метров имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, 36 гексагональных двухметровых пластин составляют главное зеркало у 10-метровых телескопов Кек-1 и Кек-2). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.

Первая система активной оптики была реализована в 1989 на 3,5-метровом Телескопе новых технологий (NTT = New Technology Telescope) Европейской южной обсерватории (Ла-Силла, Чили). В 1992 подобная система была создана для управления главным сегментным зеркалом 10-метрового телескопа Кек-1 (Мауна-Кеа, Гавайи). Затем полностью активной оптической системой были оснащены четыре главных 8,2-метровых телескопа с тонкими монолитными зеркалами, входящие в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории (Параналь, Чили).

Сейчас все современные телескопы диаметром 8–10 м имеют систему активной оптики. При этом их собственное оптическое качество становится практически идеальным, а качество получаемого изображения ограничивается лишь нестабильностью атмосферы, для подавления которой создаются системы адаптивной оптики. В будущем системы активной оптики планируют применять на крупных космических телескопах; при этом они будут давать идеальные изображения, качество которых ограничено только дифракцией света.

Владимир Сурдин

Проверь себя!Ответь на вопросы викторины «Астрономия»

Какая планета солнечной системы была открыта последней?

www.krugosvet.ru

Астрономический бинокль для наблюдений

Бинокль представляет собой не только удобное решение для наблюдения за наземными объектами, но при достаточно высоком разрешении является эффективным инструментом для использования в астрономических целях. В данном материале поговорим про астрономический бинокль, особенности его выбора и эксплуатации.

Преимущества

астрономический бинокльБинокль для астрономических наблюдений отличается следующими достоинствами:

  1. Возможностью использования обоих глаз для наблюдения за небесными телами. В то время как телескоп позволяет рассматривать объекты через один объектив.
  2. Получение объемного изображения, благодаря специфическому стереоэффекту.
  3. Широкое поле зрения делает астрономический бинокль идеальным средством для рассмотрения ярких комет, звездных полей, астероидов, прочего.
  4. Эффективен при необходимости формирования четкого общего плана созвездий.
  5. Астрономический бинокль дает прямое изображение. Телескопы же создают зеркальную, перевернутую картинку.

Кратность

бинокль для астрономических наблюденийСуществует несколько разновидностей астрономических биноклей, которые широко используются любителями астрономии. Наиболее распространенным, бюджетным вариантом выступает модель с кратностью 8x40. Такой астрономический бинокль обладает максимально широким углом обзора. Его эксплуатация дает возможность проще находить на небосводе известные объекты. Модели малой кратности легче своих более массивных собратьев. Поэтому удобны при эксплуатации в качестве ручного наблюдательного средства.

Бинокли с кратностью 7x50 обладают всеми достоинствами широкоугольных объективов. Однако формирование четкой картинки здесь зависит от освещения окружающего пространства. Поэтому такой вариант не слишком эффективен при использовании в сумерках, при ярком городском освещении. В то же время высокая кратность делает их удобными для рассмотрения газообразных туманностей, скопления звезд.

Устройства с кратностью 10x50 – самые большие астрономические бинокли в категории любительских приспособлений. Отличаются узким полем зрения, что дает возможность в деталях рассматривать элементы приближенных к Земле небесных тел, в частности Луны. Впрочем, внушительные габариты не позволяют стабильно удерживать подобные приспособления в руках. Поэтому, чтобы удобно использовать астрономические бинокли большой кратности, рекомендуется приобретать специальный штатив.

Коллимация

большие астрономические биноклиУказанное понятие является важным параметром при выборе любого бинокля. Коллимация устройства говорит о том, что его механическая и оптическая часть приведены между собой в соответствие. Чтобы оценить качество настройки параметра, достаточно посмотреть в оба окуляра бинокля. При этом должна происходить быстрая фокусировка взгляда на объектах, которые находятся как на малых, так и на больших дистанциях. Наблюдение в некачественно коллимированный бинокль обязательно будет приводить к быстрому перенапряжению глаз.

Особенности различных моделей

астрономические бинокли отзывыАстрономические бинокли могут иметь покрытие объективов рубинового оттенка. Однако такие привлекательные оболочки несколько ухудшают качество получаемого изображения. Другое дело – изделия с оранжевыми светофильтрами. Насколько хороши такие астрономические бинокли? Отзывы пользователей свидетельствуют об улучшении картинки при наблюдении за объектами через изделия, объективы которых имеют подобного рода покрытие.

В дорогостоящих астрономических биноклях предусмотрена угломерная шкала. С ее помощью можно замерять вертикальные и горизонтальные расстояния между отдельными небесными телами. Впрочем, присутствие опции еще не означает, что шкала окажется хорошо различимой в темноте. Поэтому перед покупкой такого бинокля необходимо протестировать его на практике, как минимум в условиях сумерек.

Линзы некоторых астрономических биноклей содержат электронно-лучевое покрытие. В свое время технология была запатентована известным разработчиком оптики – компанией Fujifilm. Здесь поверхность линз проходит обработку особым способом, при котором последние пропускают порядка 95 % света. Таким образом, наблюдаемые объекты оказываются максимально яркими. При этом формируется картинка высокой четкости.

Астрономические бинокли могут содержать низкодисперсную оптику. Применение технологии при разработке устройства обозначается символами ED. Установка такой оптики дает возможность избежать возникновения цветовых искажений, которые формируются на объективе в результате дисперсии световых лучей, отраженных от отдельных тел. Наличие низкодисперсных линз является признаком высококачественного изделия.

Производители

астрономические бинокли большой кратностиСреди моделей астрономических биноклей отечественного производства стоит отметить продукцию Казанского оптико-механического предприятия. Здесь производятся в основном военные бинокли, которые содержат специальную маркировку «БШ». Такие устройства имеют угломерную сетку. На них устанавливается оптика отменного качества, что делает их отличным бюджетным решением для наблюдения за небесными телами.

В астрономических целях могут также использоваться отечественные бинокли «Юкон» из серии с пометкой Pro. Продукция данной категории имеет оранжевые светофильтры и дальномерную сетку. Здесь содержатся откидные крышки, которые выступают своеобразным экраном для подавления бликов, что исходят от боковых источников освещения.

Наиболее дорогостоящими являются импортные астрономические бинокли таких известных марок, как: Canon, Nikon, Pentax, Fujifilm. Даже самое дешевое изделие от одного из указанных производителей дает возможность рассмотреть в деталях гораздо больше небесных тел, чем обычные бинокли.

В заключение

Подводя итоги, хотелось бы дать несколько советов пользователям, которые намерены приобрести астрономический бинокль. Прежде всего, не стоит покупать прибор в супермаркете. Как правило, такие устройства имеют лишь привлекательную оболочку. Однако на практике представляют собой скорее бессмысленную детскую игрушку, нежели серьезную систему для наблюдения за удаленными объектами.

При выборе астрономического бинокля рекомендуется избегать продукции неизвестных производителей, в частности китайских марок. Перед покупкой стоит лишний раз проконсультироваться со знающим человеком, просмотреть обзоры интересующих моделей, подготовленные опытными пользователями.

fb.ru

Телескопостроение и оптика

Телескопы наземной оптической астрометрии — обложка книги. Телескопы наземной оптической астрометрии (Пинигин Г. И.) 31.07.2014 В пособии показано техническое оснащение наблюдательного оборудования наземной оптической астрометрии. Приведено описание современных автоматических меридианных телескопов различных конструкций, телескопов-астрографов на параллактической монтировке, оснащенных ПЗС камерами Показаны методы исследования и определения положений небесных объектов в современных астрометрических программах, как на отдельных инструментах, так и посредством комплексов. 2.66М, РУС. Инструкция к изготовлению самодельного телескопа-рефлектора — обложка книги. Инструкция к изготовлению самодельного телескопа-рефлектора (Навашин М. С.) 24.07.2014 Предлагаемая инструкция предназначена для начинающих и теоретически мало подготовленных любителей. Поэтому мы ограничиваемся лишь описанием изготовления наиболее простого ньютоновского рефлектора со сферическим зеркалом. Однако не следует думать, что такой инструмент не способен дать хороших результатов. Напротив, за исключением тех случаев, где важно большое относительное отверстие или большое поле зрения (например, для наблюдения комет и искусственных спутников), он практически не уступит самому лучшему телескопу. В сравнении же с рефрактором одинакового свободного отверстия он в большинстве случаев окажется лучше. 6.86М, РУС. Самодельная астрономическая труба из очковых стекол — обложка книги. Самодельная астрономическая труба из очковых стекол (Чикин А. А.) 23.07.2014 До того времени, пока Галилей впервые навел свою трубу на небо, человечество видело на небе, кроме Солнца и Луны, только точки звезд и планет,— одни более, другие менее яркие, и лишь могло следить за их движениями и их взаим¬ным расположением. То же остается и современному люби¬телю, лишенному трубы или бинокля. Уже хороший бинокль может дать возможность, заняться систематическими наблюдениями переменных звезд. И все же, ни в какой бинокль нельзя увидать, например, колец Сатурна. И потому всякому, заинтересовавшемуся астрономией, нужна, в конце концов, зрительная труба. 6.97М, РУС. Любительское телескопостроение. Выпуск 1 — обложка книги. Любительское телескопостроение. Выпуск 1 (сост. Шемякин М. М.) 23.07.2014 На пути любительского телескопостроения стоит много трудностей. Нет готовых дисков-заготовок для зеркал, трудно достать абразивы для шлифовки. Многие любители не могут обрабатывать детали своих телескопов на токарных или иных станках. Здесь помогает выдумка, замена одних деталей другими, использование случайных деталей и т.п. Увлекательная работа любителей, строящих самодельные телескопы, требует большого терпения и определенных технических навыков. Особенно важными для них являются чисто практические указания о технике выполнения той или иной работы, различных методах обработки, возможных вариантах выполнения той или иной детали телескопа и вспомогательного оборудования. 1.42М, РУС. Астрономическая оптика — обложка книги. Астрономическая оптика (Максутов Д. Д.) 11.06.2010 Книга чл.-корр. АН СССР Д. Д. Максутова «Астрономическая оптика», изданная в 1946 г., давно стала библиографической редкостью. Между тем она продолжает использоваться оптиками-вычислителями, астрономами-профессионалами и любителями. Книга содержит два раздела: общие вопросы астрономической оптики (теория аберраций, физическая оптика, увеличение телескопа, применение телескопа для визуальных и фотографических наблюдений) и оптику телескопов (преломление и отражение, линзовые, зеркальные и зеркально-линзовые объективы, окуляры). Второе издание дополнено биографией Д. Д. Максутова, перечнем его работ и изобретений и подстрочными примечаниями. 11.28М, РУС. Пароль - БТА (Сухорукова А. Э.) 22.02.2010 Кто же он? Астроприбор. А если точнее — телескоп. А еще точнее — целый научный комплекс, на основе которого создана Специальная астрофизическая обсерватория АН СССР. Но. по порядку. Для начала познакомимся с краткими анкетными данными героя нашего повествования. Итак, имя мы уже знаем: Большой телескоп альт-азимутальный. Род занятий — наблюдение небесных тел. Тип оптики — рефлектор. То есть это зеркальный телескоп. Художественно публицистический рассказ о развитии и становлении советского телескопостроения, о создании в нашей стране самого крупного в мире зеркального телескопа — БТА В этой книге читатель найдет много интересных и полезных сведений из области оптики. 13.72М, РУС. Телескопы и принадлежности к ним (Димитров Г., Бэкер Д.) 10.06.2009 Наша книга описывает главнейшие инструменты и приёмы исследования, применяемые при астрономических наблюдениях. Она предназначена для читателя, желающего знать, как астроном изучает мир, окружающий Землю. Кроме подробного описания телескопов со всеми их увлекательными деталями, в книге уделяется много места также и вспомогательным инструментам, делающим телескоп столь высокоэффективным. 13.75М, РУС. Телескоп астронома-любителя (Навашин М. С.) 06.10.2007 В книге рассказывается об устройстве телескопов и о различных этапах самостоятельного изготовления любителем телескопов-рефлекторов средних размеров. Пользуясь книгой, читатель, не обладающий заводским оборудованием, может с помощью подручных средств изготовить детали оптики телескопа, механическое устройство для наведения телескопа на небесные светила. Книга рассчитана на членов школьных и прочих астрономических кружков, преподавателей, любителей, желающих самостоятельно построить телескоп. 5.21М, РУС. Библиотека любителя астрономии. Телескопы для любителей астрономии (Сикорук Л.Л.) 06.10.2007 Популярно рассказывается о конструировании и постройке любительских телескопов. Даются основы теории. Описываются все стадии изготовления оптики различных систем телескопов. Излагаются методы исследования оптических систем. Подробно рассказывается о механике телескопов, приводятся фотографии и чертежи любительских конструкций. Описываются некоторые специальные инструменты: кометоискатель, коронограф, призменный спектрограф, а также проекты любительских обсерваторий. 4.61М, РУС. Каталог цветного стекла — обложка книги. Каталог цветного стекла (Вейнберг И.) 06.10.2007 Каталог содержит сведения обо всех марках цветных стекол, выпускавшихся в CCCP (например, ЖС-12, КС-5 и пр). В настоящем каталоге приведены численные значения величин, характеризующих спектральные, а также физические и химические свойства цветного оптического стекла. Во введении содержатся некоторые сведения поясняющие приводимые данные о свойствах стекол и их обозначениях, которые облегчают пользование каталогом и позволяют правильно выбирать стекла для светофильтров. Спектральные свойства стекол характеризуются численными значениями показателей поглощения или оптической плотности и спектральными кривыми коэффициентов пропускания, оптической плотности и логарифма оптической плотности. Про стекло еще очень много чего можно сказать, зачастую вещи очень скучные, так что настоящий сборник при... 10.16М, РУС. Оптические телескопы (теория и конструкция) (Михельсон Н. Н.) 06.10.2007 В книге сжато излагаются геометрическая и физическая оптика, оптические схемы телескопов, теория и конструкция механики телескопа, системы управления им, требования к материалам для астрономической оптики, методы контроля и юстировки современных крупных астрономических телескопов, а также специфика выполнения астрономических наблюдений. В книге систематически изложены основные аспекты современного телескопостроения с использованием советских и зарубежных материалов. Книга рассчитана на инженеров-телескопостроителей, астрономов, студентов старших курсов и аспирантов астрономических отделений университетов ВТУЗов. Книга будет полезна также физикам и инженерам, интересующимся конструкцией и теорией телескопов. 15.3М, РУС. Школьная астрономическая обсерватория (Андрианов Н. К., Марленский А. Д.) 06.10.2007 В книге рассказано о том, как оборудовать учебную астрономическую обсерваторию и как проводить в ней астрономические наблюдения. Даны подробные указания об изготовлении телескопов и вспомогательных приборов и принадлежностей к ним с необходимыми рисунками и чертежами. 3.64М, РУС. Изготовление и исследование астрономической оптики. Изд. 2-е (Максутов Д. Д.) 06.10.2007 В книге на высоком научном уровне описаны требования к материалам для зеркал, линз и призм, способы разгрузки астрономической оптики, методы шлифовки и полировки, методы контроля и исследования астрономической оптики, а также компенсационный метод исследования асферических зеркал. Книга предназначена для астрономов, оптиков-профессионалов, инженеров-технологов оптических специальностей, работников лабораторий. Книга будет полезна студентам и аспирантам астрономических специальностей университетов, оптических и приборостроительных факультетов втузов. Книгой будут пользоваться участники телескопостроительных кружков, любители астрономии. 8.58М, РУС.

www.nehudlit.ru

Большая ВселеннаяКак наблюдать солнечное затмение 20 марта 2015 года? |

В статье «Солнечное затмение 20 марта 2015 года: путеводитель» мы частично дали ответ на этот вопрос. Здесь несколько расширим его, посоветовав несколько простых вещей и инструментов, которые сгодятся для наблюдения Солнца.

Во-первых, посмотрите обязательно видеоролик любителей астрономии из Архангельска, где рассказано и, самое главное, показано как изготовить простейшие приборы для безопасного наблюдения солнечного затмения.

Во-вторых, давайте пройдемся подробнее по возможным вариантам наблюдения солнечного затмения. Их мы разделили на 3 группы. Первая группа — прямые наблюдения солнечного затмения невооруженным глазом. К ней относятся такие наблюдения, когда на Солнце смотрят напрямую без использования телескопа, бинокля или астрономической трубы. Вторая группа — непрямые наблюдения Солнца, когда изображение Солнца проецируется на экран, планшет, бумагу, асфальт или стену, в том числе и с помощью телескопа. Наконец, третья группа — наблюдение затмения непосредственно через телескоп или бинокль, разумеется, с использованием защитных средств.

Прямые наблюдения солнечного затмения невооруженным глазом

Начнем с прямых наблюдений Солнца. Здесь, как мы уже сказали, не годятся обычные солнечные очки (даже две пары дают слишком яркий свет). Следует использовать более “жесткие” фильтры, пропускающие десяти- и даже стотысячную долю света. Что сгодится в качестве защиты? Перечислим:

  • Закопченное стекло или пленка. Коптите свечкой с обеих сторон! Чем гуще и чернее, тем лучше!
  • Специальные астрономические очки для наблюдения Солнца. Внешне похожи на очки для просмотра 3D-фильмов. Продаются в специализированных астромагазинах.
  • Лазерные CD- и DVD-диски.
  • Дискеты. Довольно редкая вещь по нынешним временам, однако у многих они наверняка остались с былых времен. Разберите дискету, используйте диск целиком или его часть. В полдень может понадобиться сложить дискету вдвое.
  • Сварочные маски.
  • Окулярные светофильтры для телескопов. В телескопах их использование крайне опасно, а вот при наблюдениях невооруженным глазом – вполне годится.
  • 3 пары обычных солнечных очков.
  • Рентгеновские фотоснимки и засвеченная фотопленка.

Помните, что самодельные фильтры могут пропускать тепло, которое также способно вызвать ожог глаза. Так что не приближайте глаза слишком близко к фильтрам, не грейте их!

Непрямые наблюдения Солнца

Если нет под рукой фильтра, вы можете наблюдать за проекцией Солнца. Что подойдет в качестве проектора?

Проектор можно изготовить из телескопа, бинокля или подзорной трубы, отбрасывая свет на белый планшет, лист бумаги или стену. Для этого вначале наведите инструмент на Солнце. Делать это следует особым образом, иначе вы рискуете попросту ослепнуть. Наденьте на трубу телескопа картонный щиток так, как это указано на картинке.

как наблюдать солнце в телескоп

При наблюдении солнечного затмения небольшой телескоп можно использовать в качестве проектора. Рисунок: Sky&Telescope/Большая Вселенная

Далее поворачивайте трубу объективом к Солнцу, не глядя в окуляр телескопа и не смотря в искатель (последний вообще лучше удалить во избежание случайного попадания солнечных лучей в глаза). Следите за тенью от щитка: когда она станет минимальной, из окуляра телескопа или трубы вырвется блестящий луч солнечного света и упадет на лист бумаги. Далее поработайте с фокусировкой инструмента и расстоянием проецируемого изображения от окуляра, пока солнечный диск не станет четким и большим. Подобные наблюдения лучше проводить на улице, а не в помещении, чтобы избежать искажающего влияния оконного стекла.

Проекция затмения через телескоп на планшет. Источник: группа Вконтакте Наблюдательная астрономия

Если у вас нет никакого оптического прибора, можно соорудить камеру-обскуру. В видео выше подробно показывается, как ее изготовить. А вот как описывается создание камеры-обскуры в группе Наблюдательная астрономия ВКонтакте: «Камера-обскура — самый простой, древний и безопасный способ, особенно для тех кто будет в момент затмения в офисе! Возьмите 2 листа формата А4, сделайте в одном из них дырку по центру размером в 2-3 мм. Спроецируйте изображение Солнца через дырку в листе на второй лист с расстояния в 1 метр. Вы увидите перевернутое изображение солнечного диска на фоне которого будет видно и темный лунный диск! Если будут облака, то будет видно как они летят на фоне затмения. Желательно затемнить помещение на время наблюдений».

Если у вас нет времени или возможности соорудить камеру-обскуру, вы можете воспользоваться обыкновенным дуршлагом. Проецируя изображение Солнца сквозь дырочки на бумагу, вы увидите не кружки света, а серпики! Кстати, тот же эффект даст солнечный свет, прошедший сквозь густую листву, например, сквозь крону деревьев. Но так как в умеренных широтах деревья стоят еще голые, этот любопытный эффект отложим до лучших времен…

наблюдение солнечного затмения

Наблюдение частных фаз солнечного затмения с помощью дуршлага. Источник: группа Вконтакте Наблюдательная астрономия

Наблюдение затмения через телескоп или бинокль

Последний и самый интересный вид наблюдений — наблюдение с помощью астрономической оптики. Ясно, что без защитного фильтра смотреть на Солнце через телескоп категорически нельзя!!! В качестве светофильтра используется только специальный астрономический солнечный фильтр заводского изготовления, который крепится на объектив, а не вставляется в окуляр. Последние могут треснуть от нагрева. Выглядит солнечный фильтр так, как на картинке ниже.

наблюдение солнечного затмения

Наблюдение частных фаз солнечного затмения через телескоп с фильтром и со специальными солнечными очками. Обратите внимание, солнечный фильтр крепится к телескопу на объектив! Источник: группа Вконтакте Наблюдательная астрономия

Также не забываем о специальных солнечных телескопах Coronado, которые пропускают свет только в очень узкой полосе спектра H-alpha (красные лучи). Солнце в телескоп Coronado выглядит очень необычно, ведь в него видна не фотосфера звезды, а ее более высокие слои — хромосфера. Спикулы, пятна, факелы и, конечно, протуберанцы, на которые медленно находит черный диск Луны — картина обещает быть незабываемой!

как наблюдать солнечное затмение

Телескоп Coronado. Фото: AstronomyNow.com

Как выглядит Солнце в телескоп Coronado вы можете увидеть здесь.

Ну вот, пожалуй, и все. Готовьтесь к предстоящему затмению, не пропускайте событие! Желаем ясного неба над головой!

biguniverse.ru

Тест оптики телескопа по звезде - Hints

Если вы — «типичный» любитель астрономии, обладающий телескопом, то вы наверняка не раз задавали себе вопрос: а насколько качественные изображения он показывает? В продаже есть много товаров, качество которых легко оценить. Если вам, скажем, предлагают купить автомобиль, который не может разогнаться быстрее 20 км/час, вы сразу же сообразите, что у него что-то «не так». Но как быть с только что купленным или собранным телескопом, как узнать, «работает» ли его оптика на полную мощность? Сможет ли он когда-либо продемонстрировать те виды небесных объектов, которые вы от него ждете?

 

К счастью, есть простой, но очень точный способ тестирования качества оптики, не требующий никакого специального оборудования. Точно так же, как вам не нужно знать теорию двигателя внутреннего сгорания, чтобы определить, что мотор работает плохо, так и для оценки качества телескопа вам не обязательно быть знакомым с теорией конструирования оптики. Овладев техникой тестирования, о которой пойдет речь в этой статье, вы сможете стать авторитетным судьей качества оптики.

 

ИДЕАЛЬНОЕ ИЗОБРАЖЕНИЕ

Прежде чем начать говорить о качестве, необходимо знать как должно выглядеть в телескоп идеальное изображение звезды. Некоторые начинающие любители астрономии полагают, что в идеальный телескоп звезда всегда должна выглядеть как яркая и резкая точка света. Однако это не так. При наблюдениях с большими увеличениями звезда представляется в виде маленького диска, окруженного серией слабых концентрических колец. Это называется дифракционной картиной. Центральный диск дифракционной картины имеет собственное имя и называется кружком Эри.

 

1_ideal_pic.jpg.a6cc0185885b7cefc5daa5ce

Так должна выглядеть дифракционная картина в идеальный телескоп. Обратите внимание, что по разные стороны от фокуса дифракционные кольца выглядят совершенно одинаково. В телескопах, имеющих вторичное зеркало(экранирование), в центре расфокусированного изображения появляется темная область. Все иллюстрации, приведенные в статье, были смоделированы с помощью компьютера. На всех иллюстрациях изображение в центре - точно в фокусе, два слева - перед фокусом (ближе к объективу), а два справа - позади фокуса (дальше от объектива).

 

Что является причиной появления этих колец и превращения звезды в диск? Ответ на этот вопрос лежит в волновой природе света. Когда свет проходит через телескоп, он всегда испытывает «искажения», обусловленные его устройством и оптической системой. Ни один самый замечательный телескоп в мире не в состоянии воспроизвести изображение звезды в виде точки, поскольку это противоречит фундаментальным законам физики. Законам, которые невозможно нарушить.

 

Точность воспроизведения изображений, даваемая телескопом, зависит от его апертуры — диаметра объектива. Чем она больше, тем меньше становятся угловые размеры дифракционной картины и ее центрального диска. Вот почему телескопы больших диаметров могут разделить более тесные двойные звезды и позволяют увидеть больше деталей на планетах.

 

Давайте проведем один эксперимент, с помощью которого вы сможете узнать как выглядит дифракционная картина почти идеального объектива. Это изображение и станет тем стандартом, с которым вы впоследствии будете сравнивать реальные дифракционные картины тестируемых инструментов. Чтобы эксперимент прошел успешно, нам понадобится телескоп с неповрежденной и достаточно хорошо отъюстированной оптикой.

 

Прежде всего, возьмите лист картона или плотной бумаги и вырежьте в нем круглое отверстие диаметром 2,5-5 см. Для телескопов с фокусным расстоянием объектива менее 750 мм подойдет отверстие 2,5-3 см, при большем фокусном расстоянии объектива вырежьте отверстие диаметром 5 см.

 

Полученный лист картона надо закрепить перед объективом таким образом, чтобы отверстие, если у вас — рефрактор, оказалось по центру, а если рефлектор — немного с края, чтобы входящий свет миновал вторичное зеркало и растяжки его крепления к трубе.

 

Наведите телескоп на какую-нибудь яркую звезду (например, Вегу или Капеллу), которая в данный момент находится высоко над горизонтом, и установите увеличение в 20-40 раз больше диаметра объектива в сантиметрах. Взглянув в окуляр, вы увидите дифракционную картину — пятно света, окруженное, в зависимости от спокойствия атмосферы, одним или более концентрическими кольцами.

 

Теперь начинайте потихоньку расфокусировать изображение звезды. При этом вы увидите расширяющиеся кольца, зарождающиеся в центре светового пятна, подобно тому, как расходятся волны от камня, брошенного в воду. Расфокусируйте изображение до тех пор, пока вы не увидите 4-6 таких колец. Обратите внимание, что свет распределен по кольцам более или менее равномерно.

 

Запомнив вид дифракционной картины, начинайте двигать окуляр в противоположную сторону.

 

Пройдя точку фокуса, вы вновь увидите расширяющиеся кольца света. Причем, картина должна быть полностью аналогична предыдущей. Изображение звезды по обе стороны от фокуса должно выглядеть совершенно одинаково — это главный показатель качества оптики. Высококачественные телескопы должны давать похожую дифракционную картину по обе стороны от фокуса при полностью открытой апертуре.

 

НАЧИНАЕМ ТЕСТИРОВАНИЕ

Пришло время начать тестирование оптики. Это очень легко сделать: просто откройте полностью объектив, сняв нашу картонку с отверстием. Главная задача — сравнить вид дифракционной картины, даваемой объективом телескопа, по обе стороны от фокуса. На этой стадии уже нет необходимости четко видеть диск Эри, поэтому увеличение телескопа можно уменьшить до величины в 8-10 раз большей диаметра объектива в сантиметрах.

 

Наведите телескоп на одну из ярких звезд, приведя ее изображение в центр поля зрения. Выведите изображение из фокуса, чтобы стало видно 4-8 колец. Не переборщите с расфокусировкой — иначе потеряется чувствительность теста. С другой стороны, если недостаточно расфокусировать звезду, то трудно будет определить причины, порождающие изображения плохого качества. Поэтому в этом моменте важно найти «золотую середину».

 

  Диаметр объектива Диаметр кружка Эри

 

Дюймы   

Миллиметры  Секунды ('')
1 24.5 5.4
2,4 60 2.3
3 76.2 1.8
3.2 80 1.7
4 102 1.4
4.3 108 1.3
5 127 1.1
6 152 0.9
8 203 0.7
10 254 0.5
12.5 318 0.4
17.5 445 0.3

 

Если вы видите, что дифракционная картина по обе стороны от фокуса выглядит неодинаково, то весьма вероятно, что оптика испытуемого вами телескопа страдает сферической аберрацией. Сферическая аберрация возникает, когда зеркало или линза не в состоянии свести входящие параллельные лучи света в одну точку. В результате изображение никогда не становится резким. Возможен следующий случай: перед фокусом (ближе к объективу телескопа) лучи концентрируются по краям диска, а позади фокуса (дальше от объектива телескопа) — к центру. Это приводит к тому, что дифракционная картина по разные стороны от фокуса выглядит неодинаково. Сферическая аберрация часто встречается у рефлекторов, главное зеркало которых плохо параболизировано.

 

Линзовые объективы рефракторов, помимо сферической, страдают еще и хроматической аберрацией, когда лучи разных длин волн сходятся в разных точках. У распространенных двухлинзовых ахроматов оранжево-красные и голубовато-зеленые лучи сходятся в немного другой точке, чем желтые и темно-красные. Еще дальше от них находится точка фокуса для фиолетовых лучей. К счастью, человеческий глаз не очень чувствителен к темно-красным и фиолетовым лучам. Хотя, если вы наблюдали яркие планеты в большой рефрактор, то наверняка замечали порожденный хроматической аберрацией фиолетовый ореол, окружающий изображения ярких планет перед фокусом.

 

При наблюдении белой звезды, например Спики, хроматическая аберрация будет давать следующую картину: перед фокусом (когда видно порядка трех колец) диск приобретает зеленовато-желтый оттенок, возможно, с красной каемкой. При выдвижении окуляра, как только кольца начнут вновь расширяться после прохождения точки фокуса, в центре картины появится слабая красная точка. При дальнейшем выдвижении окуляра вы вновь увидите зеленовато-желтый диск, но уже без красной каймы, а в центре картины появится размытое фиолетовое пятно.

 

Обратите внимание на еще одну возможную погрешность оптики. Если окрашивание цветом происходит не равномерно, а выглядит как вытянутая полоска в виде маленькой радуги — это может быть сигналом того, что один из компонентов объектива плохо центрирован или наклонен к оптической оси. Однако будьте осторожны — подобную картину может создать атмосфера, действующая как призма, если вы наблюдаете звезду ниже 45° над горизонтом.

 

Чтобы избежать влияния цветовых искажений на результаты теста, рекомендуется воспользоваться желтым фильтром. Это также полезно и при проверке рефлектора, окуляр которого может вносить свои цветовые искажения.

 

НЕ ВИНИТЕ ТЕЛЕСКОП

Качество оптики телескопа не всегда является главным виновником плохих изображений. Поэтому, прежде чем грешить на оптику, убедитесь, что влияние всех остальных факторов отсутствует или сведено к минимуму.

 

Атмосферная турбуленция. В ночи с неспокойной атмосферой изображение звезды дрожит, размывается, делая невозможным какие-либо исследования оптики. Лучше всего отложить тестирование телескопа до следующего раза, когда условия наблюдений будут более благоприятными.

 

2_atmosfera.jpg.46c660acd7a2a2ac0c75ccca

Когда атмосфера неспокойна, дифракционные кольца приобретают рваные неровные края с блуждающими остроконечными выступами.

 

Потоки воздуха внутри трубы телескопа. Медленно восходящие потоки теплого воздуха внутри трубы вашего телескопа могут создать искажения, маскирующиеся под дефекты оптики. Дифракционная картина при этом, как правило, имеет с одной стороны вытянутый или, наоборот, плоский сектор. Чтобы устранить влияние потоков воздуха, которые обычно появляются при выносе инструмента из теплого помещения, необходимо подождать некоторое время, дабы температура воздуха внутри трубы сравнялась с температурой окружающего воздуха.

 

3_V_trube.jpg.dbcb2d7dc151dfe7441ead167e

Восходящие потоки воздуха внутри трубы - распространенная, но временная трудность.

 

Окуляр. Чтобы производить тест телескопа по звездам, вам понадобится окуляр высокого качества, как минимум симметричной или ортоскопической систем. Если тест телескопа показывает плохие результаты, а еще важнее, если те же результаты показывает чей-то еще телескоп с вашим окуляром — то подозрение должно пасть именно на окуляр.

 

Гпаза. Если у вас дальнозоркость или близорукость, то дляпроведения теста очки лучше всего снять. Однако, если ваши глаза имеют астигматизм, то очки необходимо оставить.

 

Юстировка телескопа. Телескопы, оптика которых плохо отъюстирована, будут показывать плохие результаты при тестировании. Для устранения этого недостатка в телескопах предусмотрены специальные юстировочные винты, позволяющие привести все компоненты системы на одну оптическую ось. Методы юстировки обычно описываются в инструкции к телескопу (смотрите также следующую статью «Как юстировать оптику телескопа-рефлектора»).

 

4_yustirovka.jpg.32e703a2b3a008fc80be8c2

Если по обе стороны от фокуса вы видите одинаковую асимметрию колец - это верный признак того, что оптика телескопа нуждается в юстировке

Пережатая оптика. Неправильно закрепленная в оправе оптика может вызывать весьма необычные искажения дифракционной картины. Большинство проверенных мной рефлекторов с пережатым главным зеркалом давали дифракционные картины трех- или шестиугольной формы. Устранить этот недостаток можно, немного ослабив винты, крепящие зеркало в оправе.

5_perejata_optika.jpg.13e1944d4aa5a38d50

Чаще всего подобную картину можно наблюдать в телескопе-рефлекторе, главное зеркало которого сильно пережато в оправе.

 

ДЕФЕКТЫ ОПТИКИ

Итак, мы подошли к самому главному вопросу: имеет ли оптика данного телескопа какие-либо дефекты и насколько сильно они выражены? Ошибки оптических поверхностей, вызванные различными причинами, смешиваясь, сказываются на виде дифракционной картины, которая может отличаться от приведенных здесь иллюстраций, на которых показано «чистое» влияние различных дефектов оптики. Чаще всего, однако, влияние одного из недостатков значительно превалирует над остальными, делая оценки теста достаточно однозначными.

 

Сферическая аберрация

Выше мы уже рассматривали этот вид искажений, вызванный неспособностью зеркала или линзы свести параллельно входящие лучи света в одну точку. В результате сферической аберрации, в центре дифракционной картины с одной стороны от фокуса образуется темная область. Однако здесь необходимо сделать одно важное замечание: будьте осторожны, не спутайте сферическую аберрацию с тенью от вторичного зеркала. Дело в том, что в телескопах, имеющих затемнение объектива от вторичного зеркала (рефлекторы, менисковые телескопы), при расфокусировании звезды в центре светового пятна появляется расширяющаяся темная область. Но в отличие от сферической аберрации, это темное пятно одинаково появляется как впереди, так и позади фокуса.

 

Зональные ошибки 

Зональные ошибки — это мелкие углубления или невысокие бугорки, располагающиеся в виде колец на оптической поверхности. От этого недостатка часто страдают оптические детали, изготовленные на станках. В отдельных случаях зональные ошибки приводят к ощутимой потере качества изображения. Чтобы выявить наличие этого дефекта, следует расфокусировать изображение звезды немного больше, чем для других проверок. Наличие одного или нескольких слабых колец в дифракционной картине с одной из сторон от фокуса будет свидетельствовать о наличии зональных ошибок.

 

6_zona_oshibka.jpg.e7b46a205ce0a463e1465

«Провалы» в дифракционной картине, вызванные зональными ошибками, лучше всего видны при сильно расфокусированном изображении.

 

Завал края

Особый случай зональной ошибки — это завал края. Чаще всего он вызывается чрезмерно сильным давлением на зеркало или линзу во время полировки. Завал края является серьезным дефектом оптики, так как большая доля зеркала или линзы как бы выбывает «из игры».

 

В рефлекторах завал края обнаруживает свое присутствие во время тестирования размытием края центрального диска при сдвиге окуляра ближе к объективу. С другой стороны от фокуса дифракционная картина оказывается неискаженной, так как завал края здесь почти не оказывает влияния. У рефрактора наоборот, центральный диск имеет размытые, неровные края, когда окуляр находится позади фокуса. Но у рефрактора края линз обычно «спрятаны» в креплениях, поэтому на качество изображения завал края у телескопов этого типа сказывается гораздо меньше, чем у рефлекторов.

 

7_zaval_kraya.jpg.8e8ea2aa28db719ac05b44

При завале края у главного зеркала резко падает контраст дифракционной картины перед фокусом. Зафокальная дифракционная картина остается практически неискаженной.

 

Астигматизм

Этот недостаток оптических систем проявляется в вытягивании круглых дифракционных колец в эллипсы, ориентация которых различается на 90° по разные стороны от фокуса. Поэтому самый легкий способ обнаружения астигматизма в системе — быстро вдвигать-вы-двигать окуляр, проходя точку фокуса. Причем, слабый астигматизм легче заметить когда звезда лишь немного расфокусирована.

 

Убедившись в наличии следов астигматизма в дифракционной картине, сделайте еще несколько проверок. Часто астигматизм возникает вследствие плохой юстировки телескопа. Кроме того, многие люди имеют астигматизм зрения, даже не подозревая об этом. Чтобы проверить, не являются ли причиной астигматизма ваши глаза, попробуйте покрутить головой, следя, не изменяется ли ориентация дифракционных эллипсов вместе с вращением головы. Если ориентация изменяется — значит виноваты глаза. Проверьте также, не возникает ли астигматизм из-за окуляра, для чего повращайте окуляр по и против часовой стрелки. Если эллипсы тоже начали вращаться — значит виноват окуляр.

 

Астигматизм также может оказаться симптомом неправильно закрепленной оптики. Если вы обнаружили астигматизм у рефлектора системы Ньютона, то попробуйте немного ослабить зажимы главного и диагонального зеркала в оправе. У рефракторов это сделать вряд ли удастся, поэтому наличие астигматизма у этого типа телескопов является причиной предъявления претензий фирме-производителю, неправильно установившей линзы в оправу.

 

Астигматизм в рефлекторах системы Ньютона может возникать вследствие того, что поверхность диагонального зеркала имеет отклонения от плоскости. В этом можно убедиться, повернув главное зеркало на 45°. Посмотрите, изменилась ли ориентация эллипсов на тот же угол. Если нет, то проблема заключается в некачественно изготовленном вторичном зеркале или плохой юстировке телескопа.

 

8_astigmatizm.jpg.c4480bd8db02cf2448f6d4

Большие полуоси эллипсов, вызываемых астигматизмом, поворачиваются на 90° при переходе фокальной плоскости.

 

Шероховатость поверхности

Еще одна распространенная проблема оптических поверхностей — сеть бугорков или впадин (рябь), появившихся после грубой обработки полировальной машиной. В звездном тесте этот недостаток проявляется в резком уменьшении контраста между дифракционными кольцами, а также в появлении остроконечных выступов. Однако не спутайте их с дифракцией на растяжках диагонального зеркала, выступы от которых располагаются через равные углы (обычно 60° или 90°). Вид дифракционной картины, вызванный шероховатостью поверхности оптики, очень похож на дифракционную картину, создаваемую неспокойствием атмосферы. Но есть одно важное отличие — атмосферные искажения все время движутся, то исчезая, то появляясь вновь, а вот ошибки оптики — остаются на месте.

 

9_poverchnost.jpg.bca7a8307f6b9091f9b878

Вид дифракционной картины, вызванный шероховатостью поверхности оптики, очень похож на картину, создаваемую неспокойствием атмосферы. Но есть одно важное отличие - атмосферные искажения все время движутся, то исчезая, то появляясь вновь, а ошибки оптики - остаются на месте.

 

 

ЧТО ДЕЛАТЬ, ЕСЛИ…

Практически все телескопы обнаруживают более или менее заметные отклонения от идеальной дифракционной картины во время проведения теста по звездам. И это не потому, что все они — плохие инструменты. Просто этот метод является чрезвычайно чувствительным даже к самым незначительным ошибкам оптики. Он более чувствителен, чем тест Фуко или Ронки-тест. Поэтому прежде чем выносить приговор инструменту, подумайте вот о чем.

 

Допустим, самое страшное уже произошло — ваш инструмент не выдерживает проверки по звездам. Не спешите сразу же избавиться от этого телескопа. Возможно, что вы в чем-то ошиблись. Хотя описанные здесь приемы тестирования оптики достаточно просты, они, тем не менее, требуют приобретения некоторого опыта. Попробуйте посоветоваться с кем-нибудь из более опытных товарищей. Попытайтесь протестировать еще чей-нибудь телескоп (опять же, не торопитесь с категоричными заявлениями, если вам кажется, что вы обнаружили какие-то проблемы у телескопа вашего знакомого — не всем подобная «радостная» новость может понравиться).

 

И, наконец, спросите себя, а насколько хорош мой телескоп должен быть? Конечно, все мы хотим пользоваться только первоклассным оборудованием, но можно ли требовать превосходных изображений от недорогой подзорной трубы? Я встречал множество любителей астрономии, получавших громадное удовольствие от наблюдений неба с помощью телескопов, которые имели серьезные дефекты оптики. Другие могли долгое время оставлять пылиться в кладовой инструменты, качество которых приближалось к совершенству. Поэтому здесь хочется повторить одну старую истину: самый лучший телескоп не тот, который показывает идеальные оптические характеристики, а тот, который вы чаще всего используете во время наблюдений.    

 

Харольд Сьютер — американский астроном, автор книги «Star Testing Astronomical Telescopes».

Перевод С. Аксёнов

 

www.realsky.ru

АДАПТИВНАЯ ОПТИКА | Энциклопедия Кругосвет

Содержание статьи

АДАПТИВНАЯ ОПТИКА, в астрономии – автоматическая оптико-механическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, которое дает телескоп. Системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных телескопах наземного базирования для повышения четкости изображения. Они необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их опознания. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е годы и приобрела особый размах в 1980-е в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы активной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах около 2000 года.

Атмосферные помехи.

Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму. Но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, плоский волновой фронт теряет свою форму и становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд. При наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды мы видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты – Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики – теряют резкость, у них пропадают мелкие детали.

Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей составляет 2–3І; на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5І. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1І, а с объективом в 5 м дает разрешение в 0,02І. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за влияния атмосферы.

Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2–3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой (см. АСТРОКЛИМАТ). Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.

Роль астронома-наблюдателя.

Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем дает атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения они становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие – нет.

Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу из-за их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале 20 в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению визуальным.

Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно исполняя роль активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Дж.Э.Килер (Keeler J.E., 1857–1900) и В.Бааде (Baade W., 1893–1960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Дж.У.Ричи (Ritchey G.W., 1864–1945) разработал особую фотокассету на подвижной платформе – так называемую «кассету Ричи»; с ее помощью можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же, наблюдая за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, Ричи постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато сам Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках 20 в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.

Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но указанные методы неприменимы в процессе наблюдения.

Принципы адаптивной оптики.

Запуск на орбиту в 1990 оптического телескопа «Хаббл» диаметром 2,4 м и его чрезвычайно эффективная работа в последующие годы доказали большие возможности телескопов, не обремененных атмосферными искажениями. Но высокая стоимость создания и эксплуатации Космического телескопа заставили астрономов искать пути компенсации атмосферных помех у поверхности Земли. Появление быстродействующих компьютеров и, не в последнюю очередь, желание военных создать систему космического оружия с лазерами наземного базирования сделали актуальной работу по компенсации атмосферных искажений изображения в реальном времени. Система адаптивной оптики позволяет выравнивать и стабилизировать волновой фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа не были реализованы, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения. К тому же разработка активной оптики сделала возможным строительство наземных оптических интерферометров на базе телескопов большого диаметра: поскольку после прохождения через атмосферу длина когерентности света составляет всего около 10 см, наземный интерферометр без системы адаптивной оптики работать не может.

Задача адаптивной оптики состоит в нейтрализации в реальном времени искажений, вносимых атмосферой в изображение космического объекта. Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в «идеальном» состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном – дифракцией света на объективе телескопа).

В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко – с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты; но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще – от нескольких десятков до тысячи раз в секунду. Поэтому система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного «легкого и мягкого» зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа.

Реализация адаптивной оптики.

Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 американский астроном Хорас Бэбкок (Babcock H.W., р. 1912). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформирована электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.

Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r0 – радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r0 = 10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с длинной экспозицией, равно разрешению идеального телескопа диаметром r0, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r0µ l6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.

Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с r0, можно считать, что в пределах объектива волновой фронт плоский и в каждый момент времени наклонен случайным образом на некоторый угол. Наклон фронта соответствует смещению изображения в фокальной плоскости или, как говорят астрономы, дрожанию (в физике атмосферы принят термин «флуктуации угла прихода»). Для компенсации дрожания в таких телескопах достаточно ввести плоское управляемое зеркало, наклоняющееся по двум взаимно перпендикулярным осям. Опыт показывает, что такое простейшее исполнительное устройство в системе адаптивной оптики малого телескопа весьма существенно повышает качество изображения при длительных экспозициях.

У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r0)2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т.е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов с высокой частотой (до сотен герц), изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D = 8–10 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м / 10 см)2 = 10 000 управляемыми элементами. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики интерферометра Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60-ти управляемых элементов.

Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Через матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает на ПЗС-матрицу, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид.

Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980-х, а к середине 1990-х уже были получены весьма обнадеживающие результаты. С 2000 практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 система адаптивной оптики начала работать на 8,2-метровом телескопе Йепун (Yepun), входящем в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили. Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07І в диапазоне K (2,2 мкм) и 0,04І в диапазоне J (1,2 мкм).

Искусственная звезда.

Для быстрого анализа изображения в системе адаптивной оптики используется опорная звезда, которая должна быть весьма яркой, поскольку ее свет делится анализатором волнового фронта на сотни каналов и в каждом из них регистрируется с частотой около 1 кГц. К тому же яркая опорная звезда должна располагаться на небе вблизи изучаемого объекта. Однако в поле зрения телескопа далеко не всегда встречаются подходящие звезды: ярких звезд на небе не так много, поэтому до недавних пор системам адаптивной оптики были доступны наблюдения лишь 1% небосвода. Чтобы снять это ограничение, было предложено использовать «искусственный маячок», который располагался бы вблизи изучаемого объекта и помогал зондировать атмосферу. Эксперименты показали, что для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы «искусственную звезду» (LGS = Laser Guide Star) – маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1І.

Например, в системе ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998, аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощность 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D2 натрия. Это устройство создает искусственную звезду с визуальным блеском 9–10. Правда, появление в атмосфере аэрозоля или наблюдение на больших зенитных расстояниях существенно снижают блеск и качество искусственной звезды.

Поскольку луч мощного лазера способен ночью ослепить пилота самолета, астрономы предпринимают меры безопасности. Видеокамера с полем зрения 200 следит через тот же телескоп за областью неба вокруг искусственной звезды и при появлении любого объекта выдает команду на заслонку, перекрывающую лазерный луч.

Создание в конце 20 в. систем адаптивной оптики открыло новые перспективы перед наземной астрономией: угловое разрешение крупных наземных телескопов в видимом диапазоне вплотную приблизилось к возможностям Космического телескопа «Хаббл», а в близком инфракрасном диапазоне даже заметно превысило их. Адаптивная оптика позволит в самое ближайшее время ввести в строй крупные оптические интерферометры, способные, в частности, исследовать планеты у других звезд.

ПРИНЦИП КОРРЕКЦИИ АТМОСФЕРНЫХ ИСКАЖЕНИЙ с помощью гибкого управляемого зеркала. На врезках – изображение двойной звезды без коррекции волнового фронта (слева) и с применением коррекции (справа).СИЛЬНО УВЕЛИЧЕННОЕ ИЗОБРАЖЕНИЕ ЗВЕЗДЫ, даваемое телескопом без системы адаптивной оптики и с использованием этой системы.

Владимир Сурдин

www.krugosvet.ru


Смотрите также