T??lescope optique

Huit pouces lunette astronomique.

Un t??lescope optique est un t??lescope qui est utilis?? pour recueillir et focaliser la lumi??re principalement de la partie visible de la spectre ??lectromagn??tique, pour visualiser directement une image agrandie, faisant un photographie, ou la collecte de donn??es par le biais ??lectronique capteurs d'image.

Il existe trois principaux types de t??lescope optique: (R??fracteurs Dioptrique) qui utilisent lentilles, (R??flecteurs Catoptrique) qui utilisent miroirs, et Combin?? Lens-miroir des syst??mes ( Catadioptriques) qui utilisent des lentilles et de miroirs en combinaison (par exemple le Maksutov t??lescope et le Cam??ra Schmidt).

Histoire

Les premiers t??lescopes de travail connus sont apparus dans 1608 et sont cr??dit??s ?? trois personnes, Hans et Lippershey Zacharias Janssen, lunetiers ?? Middelburg, et Jacob Metius de Alkmaar aussi connu comme Jacob Adriaanszoon (bien que certains affirment que Leonard Digges, un math??maticien anglais et arpenteur, construit en 1570 une). Galileo Galilei a fait son propre t??lescope 1609 apr??s avoir entendu parler de la conception de Hans Lippershey, appelant d'abord un "perspicillum??, puis en utilisant les termes "Telescopium" en latin et "telescopio" en italien (d'o?? le mot anglais d??rive). Galileo est g??n??ralement cr??dit?? d'??tre le premier ?? utiliser un t??lescope ?? des fins astronomiques. (Le t??lescope a ??t?? d'abord utilis?? pour rep??rer les navires.) Le t??lescope de Galil??e est compos??e d'une lentille d'objet convexe et une lentille de l'??il concave, qui est universellement appel?? Lunette de Galil??e (toujours utilis?? dans le viseur de l'appareil photo et simples ?? binoculaires Galil??e designs "). Plus tard, Johannes Kepler d??crit les optiques de lentilles (voir ses livres Astronomiae Pars Optica et Dioptrice ), y compris un nouveau type de lunette astronomique avec deux lentilles convexes (un principe souvent appel?? le Lunette astronomique de Kepler).

Comment ??a marche

Le r??gime de base est que l'??l??ment lumi??re collecte primaire, le objectif (1) (le lentille convexe ou miroir concave utilis?? pour recueillir la lumi??re entrante), se concentre que la lumi??re de l'objet distant (4) ?? un plan focal o?? il forme une image r??elle (5). Cette image peut ??tre enregistr??, ou visualis?? ?? travers une oculaire (2) qui agit comme un loupe. L'??il (3) voit un invers?? agrandie image virtuelle (6) de l'objet.

Sch??ma d'un K??pl??rien lunette astronomique

Images invers??es

La plupart des mod??les de t??lescopes produisent une image invers??e dans le plan focal. Ceux-ci sont appel??s inverser t??lescopes. Dans t??lescopes astronomiques la vue invers??e ne est normalement pas corrig??, car il ne affecte pas la fa??on dont le t??lescope est utilis??. Dans t??lescopes terrestres tels que Longues-vues, monoculaires et jumelles , prismes (par exemple, Les prismes de Porro) ou une lentille de relais entre l'objectif et l'oculaire sont utilis??s pour inverser l'image une fois de plus ?? une orientation correcte. Il ya t??lescope conceptions qui ne pr??sentent pas une image invers??e comme le Lunette de Galil??e et de la R??flecteur gr??gorien. Ceux-ci sont appel??s ??riger t??lescopes.

variantes de conception

De nombreux types de t??lescope plier ou d??tournent le chemin optique de miroirs secondaires ou tertiaires. Ceux-ci peuvent faire partie int??grante de la conception optique ( T??lescope de type Newton, Cassegrain r??flecteur ou types similaires), ou peut simplement ??tre utilis?? pour placer l'oculaire ou d??tecteur ?? une position plus commode. conceptions pour t??lescopes peuvent ??galement utiliser des lentilles ou des miroirs suppl??mentaires sp??cialement con??us pour am??liorer la qualit?? d'image sur un plus grand champ de vision.

R??solution angulaire

Le non-respect de flou de l'image par la turbulence dans l'atmosph??re ( voyant atmosph??rique) et imperfections optiques du t??lescope, le r??solution angulaire d'un t??lescope optique est d??termin??e par la largeur de l'objectif, appel?? son " ouverture "(le miroir primaire, ou de la lentille). Le Crit??re de Rayleigh pour la limite de r??solution (En radians ) est donn??e par

,

o?? est le longueur d'onde et est l'ouverture. Pour la lumi??re visible ( = 550 nm), cette ??quation peut ??tre r????crite:

.

Ici, d??signe la limite de r??solution en secondes d'arc et est en millim??tres. Dans le cas id??al, les deux composants ??toiles doubles peuvent ??tre r??partis m??me se ils sont s??par??s par un peu moins de . Ceci est pris en compte par la limite Dawes

.

Essentiellement; plus l'ouverture, meilleure est la r??solution angulaire

Il convient de noter que la r??solution ne est pas donn??e par le maximum grossissement (ou "puissance") d'un t??lescope. T??lescopes commercialis??s en donnant des valeurs ??lev??es de la puissance maximale fournissent souvent des images pauvres.

Pour les grands t??lescopes au sol, la r??solution est limit??e par voyant atmosph??rique. Avions Cette limite peut ??tre surmont?? en pla??ant les t??lescopes dessus de l'atmosph??re, par exemple, sur les sommets des hautes montagnes, sur ballon et de haut vol, ou dans l'espace. limites de r??solution peuvent ??galement ??tre surmont??s par optique adaptative, imagerie ou chatoiement imagerie chance pour les t??lescopes au sol.

R??cemment, il est devenu possible de proc??der synth??se d'ouverture avec des tableaux de t??lescopes optiques. Images de tr??s haute r??solution peuvent ??tre obtenus avec des groupes de largement espac??s petits t??lescopes, reli??s entre eux par des chemins optiques soigneusement contr??l??es, mais ces interf??rom??tres ne peuvent ??tre utilis??s pour l'imagerie des objets brillants tels que des ??toiles ou mesurer les noyaux de vives galaxies actives. images exemple de taches stellaires sur B??telgeuse peut ??tre vu ici.

Longueur focale f-rapport

La longueur focale d??termine la largeur un angle le t??lescope peut voir avec une donn??e oculaire ou de la taille d'un d??tecteur CCD ou plaque photographique. Le f ratio (ou rapport d'ouverture, ou la valeur f) d'un t??lescope est le rapport entre la distance focale et de l'ouverture (ce est ?? dire, le diam??tre) de l'objectif. Ainsi, pour une ouverture donn??e (de puissance lumineuse de collecte), de faibles ratios indiquent f-larges champs de vision. T??lescopes ?? grand champ (comme astrographes) sont utilis??s pour suivre satellites et ast??ro??des , pour rayons cosmiques recherche, et pour les enqu??tes sur le ciel. Il est plus difficile de r??duire aberrations optiques dans les t??lescopes ?? faible f-rapport que dans les t??lescopes avec grande f-ratio.

Puissance lumineuse de collecte

La puissance d'un t??lescope optique de collecte de lumi??re est directement li??e ?? la diam??tre (ou l'ouverture) de la lentille ou miroir objectif. Notez que l'aire d'un cercle est proportionnelle au carr?? du rayon. Un t??lescope avec un objectif qui a un diam??tre trois fois celle de l'autre aura neuf fois la puissance de collecte de lumi??re. Grandes objectifs recueillir plus de lumi??re, et de l'??quipement d'imagerie plus sensibles peuvent produire de meilleures images de moins de lumi??re.

Images imparfaites

Aucun t??lescope peut former une image parfaite. M??me si un t??lescope pourrait avoir un miroir parfait, ou d'une lunette astronomique pourrait avoir un objectif id??al, les effets de l'ouverture de diffraction ne pouvaient toujours pas ??tre ??chapp??. En r??alit??, des miroirs et des lentilles parfaites parfaits ne existent pas, de sorte que l'image en plus des aberrations ouverture diffraction doivent ??tre pris en compte. aberrations d'image peuvent ??tre d??compos??s en deux classes principales, monochrome et polychrome. En 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) d??compos?? premier ordre aberrations monochromatiques en cinq aberrations constitutifs. Ils sont maintenant commun??ment appel??s les cinq Seidel aberrations.

Les cinq aberrations Seidel

Aberration sph??rique

La diff??rence de longueur focale entre les rayons paraxiaux et rayons marginaux, proportionnelle au carr?? de l'ouverture.

Coma

A d??faut le plus r??pr??hensible par lequel des points sont imag??e sous forme de plaques asym??triques com??te de lumi??re avec des queues, ce qui rend la mesure tr??s impr??cise. Sa grandeur est g??n??ralement d??duite de la th??or??me optique sinuso??dale.

Astigmatisme

L'image d'un point formes lignes focaux au foyers sagittal et tangental et entre les deux (en l'absence de coma) une forme elliptique.

Courbure de champ

Le Des moyens de courbure de Petzval que l'image au lieu d'trouvant dans un plan se trouve en fait sur une surface courbe qui est d??crite comme creux ou ronde. Cela provoque des probl??mes quand un appareil d'imagerie plat est utilis??, par exemple une plaque ou capteur d'image CCD photographique.

Distorsion

Soit tonneau ou en coussinet, une distorsion radiale qui doit ??tre corrig??e car si plusieurs images doivent ??tre combin??es (similaire ?? coudre plusieurs photos dans un photo panoramique).

Ils sont toujours r??pertori??s dans l'ordre ci-dessus car cela exprime leur interd??pendance en tant que premiers aberrations d'ordre par l'interm??diaire de mouvements des ??l??ves sortie / entr??e. La premi??re aberration Seidel, l'aberration sph??rique, est ind??pendante de la position de la pupille de sortie (comme ce est la m??me chose pour axiale des crayons et extra-axiales). Le deuxi??me, le coma, les variations en fonction de la distance de la pupille et de l'aberration sph??rique, d'o?? le r??sultat bien connu qu'il est impossible de corriger la coma dans une lentille sans aberration sph??rique en d??pla??ant simplement la pupille. D??pendances similaires affectent les aberrations restants de la liste.

Les aberrations chromatiques

Aberration chromatique longitudinale

Comme cette aberration sph??rique est le m??me pour axiale des crayons et obliques.

Aberration chromatique transversale (aberration chromatique d'agrandissement)

T??lescopes optiques de recherche

J. Harlan Smith au t??lescope Observatoire McDonald, Texas

Presque tous les grands de recherche de qualit?? t??lescopes astronomiques sont des r??flecteurs. Certaines raisons sont:

• Dans une lentille tout le volume du mat??riau doit ??tre exempte d'imperfection et inhomog??n??it??s, alors que dans un miroir, une seule surface doit ??tre parfaitement polie.
• Lumi??re de diff??rentes couleurs se d??place ?? travers un support autre que le vide ?? des vitesses diff??rentes. Cela provoque l'aberration chromatique .
• R??flecteurs travaillent dans une plus large spectre de la lumi??re depuis certaines longueurs d'onde sont absorb??es lors de la travers??e des ??l??ments en verre comme ceux qu'on trouve dans une lunette ou catadioptrique.
• Il ya des difficult??s techniques impliqu??es dans la fabrication et la manipulation des lentilles ?? grande ouverture. L'un d'eux est que tous les mat??riaux r??el se affaisser dans la gravit??. Une lentille ne peut ??tre tenu par son p??rim??tre. Un miroir, d'autre part, peut se appuyer sur tout le c??t?? oppos?? de sa face r??fl??chissante.

La plupart des grands t??lescopes de recherche peuvent fonctionner en tant que Cassegrain (de focale plus longue, et un champ plus ??troit avec un grossissement sup??rieur) ou d'un T??lescope de type Newton (champ lumineux). Ils ont perc?? un miroir primaire, un foyer newtonien, et une araign??e ?? monter une vari??t?? de miroirs secondaires rempla??ables.

Une nouvelle ??re de t??lescope d??cision a ??t?? inaugur?? par le T??lescope Multiple miroir (de MMT), avec un miroir compos?? de six segments synth??se d'un miroir de 4,5 m??tres de diam??tre. Cela a maintenant ??t?? remplac??es par une seule 6,5 m miroir. Son exemple a ??t?? suivi par la Keck t??lescope de 10 m miroirs segment??s.

Les plus grands t??lescopes bas??s au sol actuels ont une miroir primaire comprise entre 6 et 11 m??tres de diam??tre. Dans cette g??n??ration de t??lescopes, le miroir est g??n??ralement tr??s mince, et est conserv?? dans une forme optimale par un r??seau d'actionneurs (voir optique active). Cette technologie a conduit ?? de nouvelles conceptions t??lescopes futures avec des diam??tres de 30, 50 et m??me 100 m??tres.

Relativement bon march??, t??lescopes ~ 2 m??tres produits en masse ont ??t?? r??cemment mis au point et ont eu un impact significatif sur la recherche en astronomie. Ceux-ci permettent de nombreuses cibles astronomiques pour ??tre surveill??s en permanence, et pour les grandes zones de ciel pour ??tre interrog??s. Beaucoup sont t??lescopes robotiques, command??s par ordinateur sur Internet (voir par exemple la T??lescope Liverpool et la Faulkes Telescope Nord et Sud), permettant automatis?? suivi des ??v??nements astronomiques.

Initialement, le d??tecteur utilis?? dans les t??lescopes ??tait l'humain oeil . Plus tard, le sensibilis??e plaque photographique a pris sa place, et de la spectrographe a ??t?? introduit, permettant la collecte d'informations spectrale. Apr??s la plaque photographique, des g??n??rations successives de des d??tecteurs ??lectroniques, tels que la Charge-Coupled Device (CCD), ont ??t?? mis au point, chacun avec plus de sensibilit?? et de la r??solution, et souvent avec une couverture de longueur d'onde plus large.

T??lescopes de recherche actuels ont plusieurs instruments ?? choisir tels que:

• imageurs, de diff??rentes r??ponses spectrales
• spectrographes, utiles dans diff??rentes r??gions du spectre
• polarim??tres, qui d??tectent la lumi??re polarisation.

Le ph??nom??ne de l'optique diffraction fixe une limite ?? la r??solution et la qualit?? d'image qui peut r??aliser un t??lescope, qui est la surface effective de la Disque d'Airy, qui limite la fa??on dont pr??s deux de ces disques peuvent ??tre plac??s. Cette limite absolue est appel??e limite de diffraction (ou parfois le Crit??re de Rayleigh, Limite ou Dawes La r??solution de la limite de Sparrow). Cette limite d??pend de la longueur d'onde de la lumi??re ?? l'??tude (de sorte que la limite pour la lumi??re rouge est beaucoup plus t??t que la limite de la lumi??re bleue) et le diam??tre du miroir de t??lescope. Cela signifie que d'un t??lescope avec un certain diam??tre du miroir peut th??oriquement r??soudre jusqu'?? une certaine limite ?? une certaine longueur d'onde. Pour t??lescopes conventionnels sur Terre, la limite de diffraction ne est pas pertinent pour les t??lescopes plus grands que d'environ 10 cm. Au lieu de cela, la voir, ou le flou caus?? par l'atmosph??re, d??finit la limite de r??solution. Mais dans l'espace, ou si optique adaptative sont utilis??s, puis d'atteindre la limite de diffraction est parfois possible. ?? ce stade, si plus grande r??solution est n??cessaire ?? cette longueur d'onde, un miroir plus large doit ??tre construit ou synth??se ouverture r??alis??e en utilisant un r??seau de t??lescopes ?? proximit??.

Au cours des derni??res ann??es, un certain nombre de technologies pour surmonter les distorsions caus??es par l'atmosph??re sur les t??lescopes au sol ont ??t?? d??velopp??s, avec de bons r??sultats. Voir optique adaptative, imagerie et le chatoiement interf??rom??trie optique.

T??lescopes optiques c??l??bres

Le t??lescope spatial Hubble en orbite autour de dessus de la Terre.

• Le t??lescope spatial Hubble est en orbite au-del?? de l'atmosph??re terrestre pour permettre des observations non d??form??es par voyant atmosph??rique. De cette fa??on, les images peuvent ??tre diffraction limit??e, et utilis??e pour la couverture en ultraviolet (UV) et infrarouge. Aussi il ne est pas fond de la lumi??re dispers??e par l'air afin images tr??s profondes sont possibles, malgr?? la taille relativement petite de miroir.
• Le T??lescopes Keck sont actuellement ( ?? partir de 2006), le plus grand, mais sera bient??t remplac??e par la Gran Telescopio Canarias.
• Le Hobby-Eberly Telescope et Southern African Large Telescope sont grands t??lescopes de 9,2 m??tres d'une conception tr??s diff??rente. Le miroir est maintenu fixe et objets suivis en d??pla??ant les instruments. Cela a des restrictions d'exploitation significatifs, mais donne une grande ouverture pour une fraction du co??t d'un t??lescope enti??rement orientable.
• Le Very Large Array Telescope (VLT) au Observatoire Paranal est actuellement ( ?? partir de 2002) le d??tenteur du record pour la zone de r??ception totale dans un r??seau de t??lescopes, avec quatre t??lescopes chaque 8 m??tres de diam??tre. Les quatre t??lescopes, appartenant ?? la Observatoire europ??en austral (ESO) et situ?? dans le Le d??sert d'Atacama au Chili , sont g??n??ralement exploit??s ind??pendamment pour les observations astronomiques faibles, mais jusqu'?? trois t??lescopes peut ??tre utilis?? ensemble pour synth??se d'ouverture observations d'objets lumineux.
• Le Prototype Bleu marine Interferometer optique est le t??lescope optique (array) qui peuvent actuellement ( ?? partir de 2005) produisent des images de plus haute r??solution dans le visible.
• Le CHARA (Centre pour la haute r??solution angulaire Astronomie) tableau est le r??seau de t??lescope qui peuvent actuellement ( ?? partir de 2005) produisent des images de plus haute r??solution au proche infrarouge.
• Il ya beaucoup de plans pour encore plus grands t??lescopes. L'un d'eux est le Overwhelmingly Large Telescope (OWL), qui est destin?? ?? avoir une seule ouverture de 100 m??tres de diam??tre.
• Le 200 pouces (5,08 m??tres) T??lescope Hale Palomar Mountain ??tait le plus grand t??lescope de recherche classique pour de nombreuses ann??es. Il a une seule borosilicate ( Pyrex) miroir qui ??tait c??l??bre difficile ?? construire. Le montage est une conception sp??ciale de monture ??quatoriale appel?? monter un joug, qui permet au t??lescope de pointer vers et ?? proximit?? du p??le nord c??leste.
• Le 100 pouces (2,54 m??tres) Telescope Hooker au Observatoire du Mont Wilson a ??t?? utilis?? par Edwin Hubble pour d??couvrir galaxies et l' redshift . Le miroir a ??t?? faite de verre vert par Saint-Gobain. En 1919 , le t??lescope a ??t?? utilis?? pour les premi??res mesures de diam??tre stellaires utilisant l'interf??rom??trie. Le t??lescope a maintenant un syst??me d'optique adaptative, et est encore utile pour la recherche avanc??e.
• Le 72 pouces Leviathan au Birr Castle (en Irlande ) ??tait le plus grand t??lescope du monde de 1845 jusqu'?? son d??mant??lement en 1908. Il n'a pas ??t?? d??pass?? en taille jusqu'?? la construction de la Telescope Hooker.
• Le 1,02 m??tres Telescope Yerkes (en Wisconsin) est le plus grand t??lescope aimable de r??fraction en cours d'utilisation.
• La Grande L??chez de 36 pouces (0,91 m) lunette construite en 1889 ?? la Observatoire Lick sur le Mont Hamilton pr??s de San Jose, en Californie .
• Le 0,76-m??tre Belle lunette (en France ) qui est devenu op??rationnel en 1888 ??tait ?? l'??poque le plus grand de lunette du monde. Il a ??t?? d??pass?? en taille un an plus tard; ce ??tait la derni??re fois que le t??lescope op??rationnel le plus puissant du monde a ??t?? localis?? en Europe.
• La plus grande lunette jamais construit ??tait le fran??ais. Ce ??tait sur l'affichage ?? l'exposition 1900 de Paris. Son objectif ??tait stationnaire, pr??figur?? de fa??on ?? se affaisser dans la forme correcte. Le t??lescope a ??t?? vis?? par l'aide d'un Foucault sid??rostat, qui est un miroir plan mobile d'un diam??tre de 2 m??tres, mont?? dans un cadre en fonte large. Le tube horizontal ??tait de 60 m de long et l'objectif ??tait de 1,25 m de diam??tre. Ce fut un ??chec.
• Le Gran Telescopio Canarias (Grantecan, aussi GTC), est une haute performance segment?? de 10,4 m??tres t??lescope qui est install?? dans l'un des meilleurs sites de l'h??misph??re Nord: l'Observatoire de los Muchachos Roque (La Palma, ??les Canaries, Espagne ). En mai 2008, 24 de ses sous-miroirs 36 sont install??s; lorsque le reste est install??, il sera le plus grand du monde.
• La r??fraction de 1 m??tre Solar Telescope su??doise (SST) ?? La Palma ( Espagne ), est actuellement le t??lescope solaire la plus haute r??solution dans le monde.
• Le r??fracteur 26 pouces Telescope US Naval Observatory ?? Washington DC a ??t?? utilis?? dans la d??couverte des deux lunes de Mars , Phobos et Deimos.