Telescopio óptico

Ocho pulgadas telescopio refractor.

Un telescopio óptico es un telescopio que se utiliza para recoger y enfocar la luz sobre todo de la parte visible de la espectro electromagnético, para ver directamente una imagen ampliada, haciendo una fotografía, o la recogida de datos a través de electrónica sensores de imagen.

Hay tres tipos principales de telescopio óptico: Refractores ( Dióptrica) que utilizan lentes, Reflectores ( Catóptrica) que utilizan espejos, y Combinada Lente Espejo Sistemas ( Catadióptricos) que usan lentes y espejos en combinación (por ejemplo, el Maksutov telescopio y el Cámara Schmidt).

Historia

Los telescopios de trabajo conocidas más tempranas aparecieron en 1608 y se acreditan a tres individuos, Hans Lippershey y Zacharias Janssen, de gafas de decisiones en Middelburg, y Jacob Metius de Alkmaar también conocido como Jacob Adriaanszoon (aunque hay quien aduce que Leonard Digges, un matemático Inglés y agrimensor, construyó una en 1570). Galileo Galilei hizo su propio telescopio en 1609 después de oír hablar de diseño de Hans Lippershey, llamándolo al principio un "perspicillum", y luego usando los términos "telescopium" en latín y "telescopio" en italiano (de la que deriva la palabra Inglés). Galileo se acredita generalmente con ser el primero en utilizar un telescopio con fines astronómicos. (El telescopio fue utilizado por primera vez para detectar barcos.) Del telescopio de Galileo consistió en una lente objetivo convexa y una lente ocular cóncava, que es universalmente llama Telescopio de Galileo (que todavía se utiliza en los visores de cámaras y en simples " binoculares galileo diseños "). Más tarde, Johannes Kepler describió las ópticas de lentes (ver sus libros Astronomiae Pars Optica y Dioptrice ), incluyendo un nuevo tipo de telescopio astronómico con dos lentes convexas (a menudo llamado el principio Telescopio Kepler).

Cómo funciona

El esquema básico es que el elemento de captación de luz principal, la objetivo (1) (el lente convexa o espejo cóncavo utilizado para recoger la luz entrante), se centra que la luz del objeto distante (4) a un plano focal donde forma una imagen real (5). Esta imagen puede ser grabada, o ve a través de un ocular (2) que actúa como una lupa. El ojo (3) ve una invertida magnificada imagen virtual (6) del objeto.

Esquema de una Kepleriano telescopio refractor

Imágenes invertidas

La mayoría de los diseños de telescopios producen una imagen invertida en el plano focal. Estos se conocen como inversión de telescopios. En los telescopios astronómicos la vista invertida normalmente no se corrige, ya que no afecta a cómo se utiliza el telescopio. En los telescopios terrestres como Telescopios, catalejos y prismáticos , prismas (por ejemplo, Prismas Porro) o una lente de relé entre el objetivo y el ocular se utilizan para invertir la imagen una vez más para una orientación correcta. Hay diseños de telescopios que no presentan una imagen invertida como el Refractor de Galileo y la Reflector gregoriano. Estos se conocen como erigir telescopios.

Variantes de diseño

Muchos tipos de telescopio veces o desvían el camino óptico con espejos secundarios o terciarios. Estos pueden ser parte integral del diseño óptico ( Telescopio newtoniano, Cassegrain reflector o tipos similares), o simplemente puede ser utilizado para colocar el ocular o detector en una posición más conveniente. Diseños del telescopio también pueden usar lentes o espejos adicionales especialmente diseñados para mejorar la calidad de la imagen sobre un campo de visión más amplio.

Resolución angular

Haciendo caso omiso de imagen borrosa por la turbulencia en la atmósfera ( viendo atmosférica) y las imperfecciones ópticas del telescopio, el resolución angular de un telescopio óptico está determinada por la anchura del objetivo, denomina su " apertura "(el espejo primario, o el objetivo.) La Criterio de Rayleigh para el límite de resolución (En radianes ) está dada por

,

donde es el longitud de onda y es la abertura. Para la luz visible ( = 550 nm), esta ecuación se puede reescribir:

.

Aquí, denota el límite de resolución en segundos de arco y es en milímetros. En el caso ideal, los dos componentes estrellas dobles se pueden dividir aunque separados por un poco menos de . Esto es tomado en cuenta por el límite de Dawes

.

En esencia; la mayor sea la apertura, mejor será la resolución angular

Cabe señalar que la resolución no es dada por el máximo aumento (o "poder") de un telescopio. Telescopios comercializados por dar valores altos de la potencia máxima a menudo ofrecen imágenes pobres.

Para los grandes telescopios terrestres, la resolución está limitada por viendo atmosférica. Este límite se puede superar mediante la colocación de los telescopios por encima de la atmósfera, por ejemplo, en las cumbres de las altas montañas, en el globo y aviones de alto vuelo, o en el espacio. Límites de resolución también se pueden superar óptica adaptativa, imágenes de moteado o imágenes por suerte para los telescopios terrestres.

Recientemente, se ha convertido en práctica para llevar a cabo Síntesis de Apertura con arrays de telescopios ópticos. Imágenes de muy alta resolución pueden ser obtenidos con grupos de telescopios más pequeños ampliamente espaciados, unidos entre sí por caminos ópticos cuidadosamente controladas, pero estos interferómetros sólo se pueden utilizar para obtener imágenes de objetos brillantes como estrellas o medir los núcleos brillantes de galaxias activas. Imágenes de ejemplo de manchas estelares en Betelgeuse puede verse aquí.

Distancia focal y relación f

La longitud focal determina la forma de un gran angular del telescopio puede ver con un determinado ocular o el tamaño de una Detector CCD o placa fotográfica. La f-ratio (o relación focal, o número f) de un telescopio es la relación entre la la distancia focal y la abertura (es decir, el diámetro) del objetivo. Así, para una abertura dada (el poder de recolección de luz), f bajos coeficientes indican amplios campos de visión. Telescopios de gran campo (como astrógrafos) se utilizan para realizar un seguimiento satélites y asteroides , por de rayos cósmicos de investigación, y para las encuestas del cielo. Es más difícil reducir aberraciones ópticas en telescopios con baja relación f que en telescopios con f mayor proporción.

El poder de recolección de luz

El poder de captación de luz de un telescopio óptico está directamente relacionada con el diámetro (o de apertura) de la lente objetivo o espejo. Tenga en cuenta que el área de un círculo es proporcional al cuadrado del radio. Un telescopio con un lente que tiene un diámetro tres veces la de otro tendrá nueve veces el poder de captación de luz. Objetivos más grandes se reúnen más luz, y equipos de imagen más sensible pueden producir mejores imágenes de menos luz.

Imágenes imperfectas

No telescopio puede formar una imagen perfecta. Incluso si un telescopio reflector podría tener un espejo perfecto, o un telescopio refractor podría tener un lente perfecta, los efectos de la difracción de apertura aún podrían no ser escapado. En realidad, no existen espejos perfectos y lentes perfectas, así que la imagen aberraciones además de difracción de apertura deben ser tenidos en cuenta. Aberraciones de imagen se pueden dividir en dos clases principales, monocromática y policromática. En 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) descompone la primera orden aberraciones monocromáticas en cinco aberraciones constituyentes. Ahora se hace referencia comúnmente como el cinco Seidel aberraciones.

Los cinco aberraciones de Seidel

La aberración esférica

La diferencia de longitud focal entre los rayos paralelos al eje y rayos marginales, proporcional al cuadrado de la abertura.

Coma

Un defecto más objetable por el cual los puntos son fotografiada como forma de cometa parches asimétricos de la luz con las colas, lo que hace la medición muy impreciso. Su magnitud se suele deducirse de la sine teorema óptico.

Astigmatismo

La imagen de un punto formas líneas focales en los focos sagital y tangental y en el medio (en ausencia de coma) una forma elíptica.

Curvatura de campo

La Curvatura Petzval significa que la imagen en lugar de en un plano en realidad se encuentra en una superficie curva que se describe como hueca o redonda. Esto causa problemas cuando se utiliza un dispositivo de formación de imágenes plana por ejemplo una placa o CCD sensor de imagen fotográfica.

Distorsión

De cualquier barril o alfiletero, una distorsión radial que debe ser corregido por si varias imágenes se van a combinar (similar a la costura de varias fotos en una foto panorámica).

Ellos siempre se enumeran en el orden anterior ya que este expresa su interdependencia como de primer orden aberraciones mediante movimientos de las pupilas de salida / entrada. La primera aberración Seidel, aberración esférica, es independiente de la posición de la pupila de salida (ya que es el mismo para axial y lápices extra-axiales). El segundo, coma, cambios como una función de la distancia de la pupila y la aberración esférica, por lo tanto, el resultado bien conocido que es imposible corregir el coma en un lente libre de aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Dependencias similares afectan las aberraciones restantes en la lista.

Las aberraciones cromáticas

Longitudinal de la aberración cromática

Al igual que con la aberración esférica este es el mismo para axial y lápices oblicuas.

Transversal de aberración cromática (aberración cromática de ampliación)

Telescopios ópticos de investigación

Telescopio Harlan J. Smith en Observatorio McDonald, Texas

Casi todos los grandes de grado investigación telescopios astronómicos son reflectores. Algunas de las razones son:

• En una lente de todo el volumen de material tiene que estar libre de imperfección y falta de homogeneidad, mientras que en un espejo, solamente una superficie tiene que ser perfectamente pulido.
• Luz de diferentes colores viaja a través de un medio distinto del vacío a velocidades diferentes. Esto hace que la aberración cromática .
• Reflectores trabajan en un amplio espectro de la luz ya que ciertas longitudes de onda son absorbidas al pasar a través de elementos de vidrio como las que se encuentran en un refractor o catadióptrico.
• Hay dificultades técnicas en la fabricación y manipulación de objetivos de gran apertura. Uno de ellos es que todos los bienes materiales en el hundimiento de la gravedad. Una lente sólo puede ser ocupado por su perímetro. Un espejo, por otra parte, puede ser apoyado por todo el lado opuesto a su cara reflectante.

La mayoría de los grandes telescopios de investigación pueden funcionar como un Cassegrain telescopio (longitud focal más larga, y un campo más estrecho con mayor aumento) o una Telescopio newtoniano (campo brillante). Tienen un espejo perforado primaria, un enfoque de Newton, y una araña para montar una variedad de espejos secundarios reemplazables.

Una nueva era de la toma de telescopio fue inaugurado por el Múltiple Espejo Telescope (MMT), con un espejo compuesto por seis segmentos sintetizar un espejo de 4,5 metros de diámetro. Este ha sido sustituido por un solo 6,5 m espejo. Su ejemplo fue seguido por la Telescopios Keck de 10 m espejos segmentados.

Los telescopios terrestres actuales más grandes tienen una espejo primario de entre 6 y 11 metros de diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo es generalmente muy delgado, y se mantiene en una forma óptima por una serie de actuadores (ver óptica activa). Esta tecnología ha impulsado nuevos diseños para los futuros telescopios con diámetros de 30, 50 y hasta 100 metros.

, Telescopios ~ 2 metros relativamente baratos producidos en masa Recientemente se han desarrollado y han hecho un impacto significativo en la investigación astronómica. Estos permiten a muchos objetivos astronómicos a controlar en forma continua, y para grandes áreas de cielo a encuestar. Muchos son telescopios robóticos, controlados por ordenador a través de Internet (véase por ejemplo la Telescopio Liverpool y el Telescopio Faulkes Norte y Sur), lo que permite automatizado de seguimiento de eventos astronómicos.

Inicialmente, el detector usado en los telescopios fue el humano ojo . Más tarde, el sensibilizado placa fotográfica tomó su lugar, y la espectrógrafo se introdujo, lo que permite la recopilación de información espectral. Después de la placa fotográfica, generaciones sucesivas de detectores electrónicos, tales como el dispositivo de carga acoplada (CCD), se han perfeccionado, cada uno con más sensibilidad y resolución, y, a menudo con una cobertura de longitud de onda más amplia.

Telescopios de investigación actuales tienen varios instrumentos para elegir, como:

• de imágenes, de diferentes respuestas espectrales
• espectrógrafos, útiles en diferentes regiones del espectro
• polarímetros, que detectan la luz polarización.

El fenómeno de la óptica de difracción establece un límite a la resolución y calidad de imagen que un telescopio puede lograr, que es el área efectiva de la Disco de Airy, que limita cómo se pueden colocar cerca de dos de esos discos. Este límite absoluto se llama límite de difracción (o, a veces la Criterio de Rayleigh, Límite de Dawes o Resolución límite de Sparrow). Este límite depende de la longitud de onda de la luz estudiada (de modo que el límite para la luz roja viene mucho más temprano que el límite para la luz azul) y en el diámetro del espejo telescopio. Esto significa que un telescopio con un cierto diámetro del espejo puede resolver teóricamente hasta un cierto límite a una cierta longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la Tierra, el límite de difracción no es relevante para los telescopios más grandes que unos 10 cm. En cambio, el ver, o imágenes borrosas causadas por el ambiente, establece el límite de resolución. Pero en el espacio, o si Se utilizan la óptica adaptativa, luego de alcanzar el límite de difracción es a veces posible. En este punto, si se necesita una mayor resolución en esa longitud de onda, un espejo más ancha tiene que ser construido o síntesis de apertura a cabo utilizando un conjunto de telescopios cercanas.

En los últimos años, una serie de tecnologías para superar las distorsiones causadas por la atmósfera en telescopios terrestres han desarrollado, con buenos resultados. Ver óptica adaptativa, imágenes de moteado y interferometría óptica.

Telescopios ópticos famosos

El Telescopio Espacial Hubble orbita sobre la Tierra.

• El telescopio espacial Hubble está en órbita más allá de la atmósfera de la Tierra para permitir observaciones no distorsionadas por viendo atmosférica. De esta manera las imágenes se puede difracción limitada, y se utiliza para la cobertura en el ultravioleta (UV) e infrarroja. También hay no es fondo de la luz dispersada por el aire imágenes tan profundas son posibles, a pesar del tamaño relativamente pequeño espejo.
• La Telescopios Keck Actualmente ( a partir de 2006), el más grande, pero pronto será reemplazado por el Gran Telescopio Canarias.
• La Hobby-Eberly y Gran Telescopio Sudafricano son grandes telescopios de 9,2 metros con un diseño muy diferente. El espejo se mantiene estacionario y los objetos en movimiento seguido por los instrumentos. Esto tiene restricciones operacionales significativos, pero da una gran abertura para una fracción del costo de un telescopio totalmente orientable.
• La Conjunto Telescopio Muy Grande (VLT) en Observatorio Paranal es actualmente ( a partir de 2002) el poseedor del récord para el área total recogida en un conjunto de telescopios, con cuatro telescopios cada 8 metros de diámetro. Los cuatro telescopios, pertenecientes a la Observatorio Europeo Austral (ESO) y ubicado en el Desierto de Atacama en Chile , por lo general se opera de forma independiente para las observaciones astronómicas débiles, pero hasta tres telescopios se puede operar juntos por Síntesis de Apertura observaciones de objetos brillantes.
• La Armada Prototipo óptico Interferómetro es el telescopio óptico (matriz) que en la actualidad puede ( a partir de 2005) producen las imágenes de mayor resolución en longitudes de onda visibles.
• La CHARA DE (Centro de Alta Resolución Angular Astronomía) matriz es el conjunto de telescopios que pueden actualmente ( a partir de 2005) producen las imágenes de mayor resolución en longitudes de onda del infrarrojo cercano.
• Hay muchos planes para los telescopios más grandes. Uno de ellos es el Abrumadoramente Large Telescope (OWL), que está destinado a tener una sola abertura de 100 metros de diámetro.
• El 200 pulgadas (5,08 metros) Telescopio Hale en Palomar Mountain fue el mayor telescopio investigación convencional durante muchos años. Tiene una sola borosilicato ( Pyrex) espejo que era famosa por su dificultad de construir. El montaje es un diseño especial de la montura ecuatorial llamado montaje en un yugo, que permite que el telescopio se señaló en y cerca del polo norte celeste.
• El 100 pulgadas (2,54 metros) Hooker Telescopio en la Observatorio del Monte Wilson fue utilizado por Edwin Hubble para descubrir las galaxias y el desplazamiento hacia el rojo . El espejo era de vidrio verde por Saint-Gobain. En 1919 , el telescopio fue utilizado para las primeras mediciones de diámetro estelares utilizando interferometría. El telescopio tiene ahora un sistema de óptica adaptativa, y sigue siendo útil para la investigación avanzada.
• El 72 pulgadas Leviathan en Castillo de Birr (en Irlanda ) era el telescopio más grande del mundo desde 1845 hasta que fue desmantelado en 1908. No se ha superado en tamaño hasta la construcción de la Telescopio Hooker.
• El 1,02-metros Yerkes Telescope (en Wisconsin) es el mayor telescopio refractor aimable en uso.
• El (0,91 m) refractor Gran Lick de 36 pulgadas construido en 1889 en el Observatorio Lick en el Monte Hamilton, cerca de San José, California .
• El 0,76-metros Niza refractor (en Francia ), que entró en funcionamiento en 1888 fue en ese momento refractor más grande del mundo. Fue superado en tamaño un año más tarde; esta fue la última vez que el telescopio más poderoso en funcionamiento en el mundo se encuentra en Europa.
• El mayor refractor construido nunca era francés. Fue en la exhibición en la exposición 1900 de París. Su objetivo estaba estacionario, prefigurada así como a combarse en la forma correcta. El telescopio fue dirigido por la ayuda de un Foucault siderostat, que es un espejo plano móvil con un diámetro de 2 metros, montado en un marco de hierro fundido de gran tamaño. El tubo horizontal fue de 60 m de largo y el objetivo tenía 1,25 m de diámetro. Fue un fracaso.
• El Gran Telescopio Canarias (Grantecan, también GTC), es un alto rendimiento segmentado de 10,4 metros telescopio que se está instalando en uno de los mejores sitios del hemisferio norte: el Roque Muchachos Observatorio de los (La Palma, Islas Canarias, España ). En mayo de 2008, 24 de sus 36 sub-espejos están instalados; cuando se instala el resto será la mayor del mundo.
• El refractor de 1 metro Telescopio Solar Sueco (SST) en La Palma ( España ), es actualmente el telescopio solar más alta resolución del mundo.
• El refractor de 26 pulgadas Naval Observatorio Telescopio en Washington DC fue utilizado en el descubrimiento de las dos lunas de Marte , Fobos y Deimos.