Astronomiya

Yansıtıcı teleskopda necə difraksiya baş verir?

Yansıtıcı teleskopda necə difraksiya baş verir?

Qırılan teleskoplarda necə difraksiyanın baş verməsi başa düşüləndir, çünki linzanın özü işığın keçməsi üçün kiçik bir açıqlıqdır.

Bəs əks etdirən teleskoplar barədə nə demək olar? İşıq əks olunduğundan və güzgü tam olaraq 'açıqlıq' deyilmi? Yansıtıcı teleskopda işıq necə difraksiya edə bilər?


Difraksiyanın teleskopunuzda lens və ya güzgü istifadə etməyinizlə heç bir əlaqəsi yoxdur. Kırılma teleskoplarında olduğu kimi, teleskopların əks olunmasında da difraksiya eyni səbəbdən baş verir: aperturadan keçir.

Difraksiyanız olduğunuz bir eşik diyafram diametri yoxdur. Diafraqma nə qədər böyük olsa da, difraksiyaya sahib olacaqsınız. Diafraqmanın formasından asılı olmayaraq, siz də difraksiyaya sahib olacaqsınız. Bu hər hansı bir aperturada olur.

Bununla birlikdə, diyafram nə qədər böyükdürsə, difraksiya nümunəsi və ya Airy disk o qədər kiçik olur. Şərhlərdə qeyd etdiyiniz sənədin 19-cu səhifəsində, diafraqmanın ölçüsü ilə Airy diskinin ölçüsü arasında bir əlaqə var.

Səhifənin 18-ci bəndində deyilənlərə aydınlıq gətirmək üçün

Əgər teleskop daha dar bir obyektivə sahib biri ilə əvəzlənərsə, iki ulduzun görüntüləri çox üst-üstə düşər və müşahidəçi onları ayrı-ayrı ulduzlar kimi görə bilməzdi.

İki ulduz bir-birinə kifayət qədər yaxın olan iki ulduzla əvəzlənərsə, iki ulduzun görüntüləri çox üst-üstə düşər və bu vəziyyətdə müşahidəçi onları ayrı ulduzlar olaraq da görə bilməzdi.


Yan not kimi, qırılan teleskoplar əks etdirən teleskoplardan mütləq kiçik deyil. Diametri bir metrdən çox olan lensi olan qırılan teleskoplar var. Ən həvəskar əks etdirən teleskoplardan daha böyük!


Yansıtıcı teleskopda necə difraksiya baş verir? - Astronomiya

Reflektor teleskopu işığı toplamaq və fokuslamaq üçün bir güzgüdən istifadə edir. Bütün səma cisimləri (günəş sistemimizdəkilar da daxil olmaqla) o qədər uzaqdır ki, onlardan gələn bütün işıq şüaları paralel şüalar olaraq dünyaya çatır. İşıq şüaları bir-birinə paralel olduğundan reflektor teleskopunun güzgüsü parabolik bir forma malikdir. Parabolik formalı güzgü paralel işıq şüalarını tək bir nöqtəyə yönəldir. Bütün müasir tədqiqat teleskopları və böyük həvəskar telləri, refrakter teleskopu üstünlüyünə görə reflektor tiplidir.

Üstünlüklər

  1. Reflektor teleskopları xromatik aberrasiyadan əziyyət çəkmir, çünki bütün dalğa boyları güzgüdən eyni şəkildə əks olunacaq.
  2. Hədəf güzgü üçün dəstək arxa tərəfdədir, beləliklə çox BÖYÜK hala gətirilə bilərlər!
  3. Reflektor teleskoplarının istehsalı eyni ölçülü refrakterlərdən daha ucuzdur.
  4. İşıq obyektivdən keçmək əvəzinə onu əks etdirdiyindən reflektor teleskopunun hədəfinin yalnız bir tərəfinin mükəmməl olması lazımdır.

Heyif! Reflektor teleskopunun üstünlüklərinə baxmayaraq, astronomlar bəzi kiçik narahatlıqlar ilə mübarizə aparmalıdırlar.

Dezavantajları

  1. Optikləri hizalamadan çıxarmaq asandır.
  2. Bir reflektor teleskopunun borusu çöldə açıqdır və optiklərin tez-tez təmizlənməsinə ehtiyac var.
  3. Tez-tez ikincil bir güzgü işığı daha rahat bir baxış yerinə yönləndirmək üçün istifadə olunur. İkincili güzgü və onun dayaqları difraksiya effektləri yarada bilər: parlaq cisimlərin tırmanışları var ("Milad ulduzu effekti").

İkinci şəkil W.M.-də 10 metrlik Keck Teleskopunda işığın keçdiyini göstərir. Keck Rəsədxanası. Hədəf, 10 metr boyunca böyük bir güzgü rolunu oynayacaq şəkildə birləşdirilmiş 36 altıbucaqlı güzgüdən ibarətdir. Şəklin üzərinə vurmaq sizə başqa bir pəncərədə bu teleskop haqqında daha çox məlumat verəcəkdir. Yanındakı kiçik şəkil 10 metrlik hədəfi göstərir. Mərkəzdəki qırmızı paltarda olan insan sizə miqyas hissi verir. Keck Rəsədxanası, Mauna Kea zirvəsində bir-birinin yanında yerləşdirilmiş iki 10 metrlik iki teleskopdan ibarətdir: Keck I 1993-cü ildə və Keck II 1996-cı ildə açıldı. Keck teleskoplarının qurulmasında əldə edilən dərslər bir neçə optik / infraqırmızı qurmaq üçün istifadə edilmişdir o vaxtdan bəri oxşar və ya daha böyük ölçülü teleskoplar. Əsərlərdəki bəzi həqiqətən nəhəng yerüstü teleskoplar haqqında məlumat üçün səhifənin altındakı linklərə baxın.

Həm reflektorda, həm də refrakter teleskoplarda fokus mercek önündə olduğundan, astronomik teleskoplardakı görüntü tərs olur. Yer səthindəki şeylərə baxmaq üçün istifadə olunan teleskoplar, görüntüyü sağ tərəfə yenidən çevirmək üçün başqa bir lens istifadə edir. Əksər reflektor teleskopları işığı daha rahat bir görünmə nöqtəsinə əks etdirmək üçün böyük birincil güzgü qarşısında kiçik bir ikinci dərəcəli güzgüdən istifadə edəcəkdir. Isaac Newton, teleskop borusunun yuxarı hissəsindəki yan tərəfdəki bir okula işığı əks etdirmək üçün 45 dərəcə bir açıda düz bir ikincil güzgü istifadə etdi. Belə bir tənzimləmə, a newtonian dizayn bir çox həvəskar teleskoplar tərəfindən istifadə olunur.

Bir çox reflektor teleskopu adlı başqa bir işıq yolu dizaynından istifadə edir cassegrain İşığı birincil güzgüdəki bir delikdən əks etdirmək üçün dizayn edin, beləliklə detektorlar və ya mercek teleskopun arxasına rahatlıqla yerləşdirilə bilsin. Tədqiqat üçün istifadə olunan iri teleskopların, o cümlədən Hubble Kosmik Teleskopunun əksəriyyəti bu dizayndadır. Hale Teleskopu və Keck Teleskopu kimi bəzi ən böyük teleskopların birincil güzgüdən gələn işığın əvvəlcə fokuslandığı əsas fokusda dedektorlar qoymaq üçün yerləri var. Reflektor teleskoplarındakı şəkillərin içərisində çuxur və kölgələr olmur, çünki birincil güzgünün bloklanmamış hissələrindən çıxan işıq şüaları hamısı bir yerə cəmləndikdə bir-birinə əlavə olunur. Əsas güzgünün bir hissəsi bloklanmış və ya itkin olsa da, işığı toplamaq üçün hələ istifadə oluna bilən əsas güzgü boşluğu çoxdur.

Hər iki teleskop növü bir qüsurdan əziyyət çəkə bilər sferik abberasiya belə ki, işığın hamısı eyni nöqtəyə yönəlməyib. Bu, güzgü kifayət qədər əyri olmadıqda (paraboloid əvəzinə kürənin bir hissəsi kimi formalaşmışsa) və ya şüşə lens düzgün formada olmadıqda baş verə bilər. Hubble Space Teleskop obyekti bundan əziyyət çəkir (insan saçının eni təxminən 1/50, 2 mikron çox düzdür), buna görə də kompensasiya etmək üçün düzəldici optiklərdən istifadə edir. Düzəldici optiklər, ikincil güzgüdəki işıq şüalarını kameralara və spektrograflara çatmadan tutur. Xoşbəxtlikdən Hubble Kosmik Teleskopunun sferik sapması o qədər mükəmməldir ki, düzəltmək asandır!

Hubble Space Teleskopunun orbitə qoyulmasından 2,5 il sonra (1990-cı ilin aprelində işə salındı) düzəldici optikləri quraşdıran 1993-cü il xidmət missiyasından əvvəl də, astronomlar teleskopdan əhəmiyyətli nəticələr əldə edə bildilər. Şəkillər, hər hansı bir yerüstü teleskopdan daha kəskin görüntülər istehsal etmək üçün kürə sapmalarını düzəltmək üçün kompüterlər tərəfindən inkişaf etdirilmişdir. Həm də astronomlar göy cisimlərindən ultrabənövşəyi şüaları və yerdən göründüyü qədər solğun cisimləri müşahidə edə bildilər. Bununla birlikdə, kompüter işlənməsi uzun müddət aldı və sapma işığın çox hissəsinin fokuslanmasının qarşısını aldı. Bu, astronomların axtardıqları çox zəif (və uzaq) cisimləri görə bilməmələri demək idi. Düzəldici optiklər quraşdırıldıqdan sonra astronomlar və ictimaiyyət çox məmnun qaldı.


Bir neçə gün əvvəl (solda) və sonra (sağda) düzəldici optik (COSTAR) 1993-cü ilin dekabrında quraşdırılmışdır.

Kebdən daha böyük, hətta Hubble Kosmik Teleskopundan (optik və infraqırmızı zolaqlarda adaptiv optiklərdən istifadə edərək) üstələyəcək yerüstü teleskoplar hazırlanır. Budur, gələcəkdəki çox böyük teleskoplardan bəzilərinə bağlantılar. Keçidlərdən birini seçmək saytı yeni bir pəncərədə açacaq (bu pəncərənin qarşısında və ya arxasında). Aşağıdakı diaqram bir çox cari və gələcək teleskopları müqayisə edir.


Difraksion barmaqlıqlar bizə uzaq ulduzlar və qalaktikalar haqqında məlumatları necə izah edir?

Difraksion barmaqlıqlar ilə ulduzlar arasındakı əlaqə, bir cismin yaydığı və ya udduğu hər dalğa uzunluğundakı (elektromaqnit şüalanma) bir cismin nisbi parlaqlığını öyrənən spektroskopiyada tapılır. Hər bir elementin nüvəsini əhatə edən icazə verilən elektron enerjisi ilə təyin olunan və işığın xüsusi dalğa boylarını yaymasına və ya udmasına səbəb olan bənzərsiz bir 'barmaq izi' vardır.

Bu səbəbdən bir ulduzun tərkibi, maqnit sahələri, hərəkəti, temperaturu və təzyiqi haqqında məlumat hər dalğa uzunluğundakı işığının intensivliyini analiz edərək əldə edilə bilər. Bu analizə imkan vermək üçün ulduzun ümumi buraxdığı işığın yalnız bir prizmada ayrı-ayrı dalğa uzunluqlarına bölünməsi və ya göy qurşağı günəş işığını fərqli dalğa boylarına və ya rənglərə ayırması lazımdır.

Prizma dispersiyadan faydalanır ki, bu da müxtəlif işıq rənglərinin dalğa uzunluğundan asılı olaraq şüşə ilə müxtəlif sürətlərdə keçməsindən qaynaqlanır.

Difraksiya ızgarası, difraksiyaya görə rənglərin eyni ayrılmasını həyata keçirə bilər. Barmaqlıqdakı yivlər tərəfindən əks olunan (və ya ötürülən) bir işıq şüası, ortaya çıxdığı bucağa və işığın dalğa uzunluğuna görə yanındakı yivdən şüaya ya konstruktiv və ya dağıdıcı şəkildə müdaxilə edəcəkdir. Bu rəng ayrılmasını bir CD-nin yivlərindən əks olunan ağ işığa baxaraq görə bilərsiniz.

Bir ızgaranın prizmadan üstünlüyü ondadır ki, bir prizmadan keçən işıq uddu (və itirə bilər), bir də ızgaranın əks olunan işıq spektri heç bir materialdan ötürülməli deyildir. Yansıtıcı teleskopun qırılma ilə müqayisədə istifadə edilməsinin eyni üstünlüyüdür.
Cavab verdi: Paul Walorski, B.A., Part-time Fizika Müəllimidir

'Narahatlıq və narazılıq irəliləmənin ilk zərurətidir.'


  1. Optiklər asanlıqla səhv tənzimləyə bilər
  2. Tez-tez təmizlənməsinə ehtiyac var.
  3. Bu teleskopdakı ikincil güzgü işığı istiqamətləndirir və bu da difraksiyanın təsirinə səbəb olur.

Ən məşhur iki reflektor teleskopu, Palomar Rəsədxanasındakı 5 metrlik Hae Teleskopudur. İkincisi, 10 metrlik Keck Teleskopu W.M. Keck Rəsədxanası.

Hae teleskopu əvvəllər ən böyük teleskop idi. 1976-cı ildə daha böyük bir teleskop tikildi. Təəssüf ki, tələb olunan spesifikasiya yerinə yetirilmədi.

İl sonra teleskop nəhayət təkmilləşdirildi. Bu teleskop 1993-cü ildə daha çox 10 metrlik Keck Teleskopu kimi tanınırdı.


Teleskop şəklinə difraksiya tırmanışları necə əlavə olunur və ya silinir

Tamam, difraksiya tırmanışları real deyil, bir mənada mənbədən deyil, optikamızdan gəlir. Ancaq etiraf etməliyik ki, çox vaxt astro-şəkillərdə, xüsusən də açıq qrupların fotoşəkillərində təəccüblü görünürlər.

Həvəskar / peşəkar astronomlar və astrofotoqraflar arasında difraksiya tırmanışlarına dair qarışıq hisslər var. Bəzi insanlar bir süni şəkildə bir görüntüyə & lsquostarbursts & rsquo əlavə etmək üçün etdikləri nöqtəyə qədər yaratdıqları estetik təsiri sevirlər.

Digər tərəfdən, peşəkar astronomlar difraksiya tırmanışlarını & rsquointerference & rsquo adlandırır və bunlardan çəkinməyə çalışırlar. Difraksiya tırmanışları alimləri narahat edə bilər, xüsusən də təsvir etməyə çalışdıqları bir cisim parlaq bir ulduzun yaxınlığında yerləşsə (və buna görə də sünbüllə örtülüdür). Ancaq bununla mübarizə yolları var. Ümumiyyətlə,

difraksiya tırmanıştır yaratmaq üçün edə bilərsiniz

  • Diyaframın qabağına diy & lsquocross & rsquo maska ​​qoyun (simli və ya məftil edəcək)
  • Post-istehsalda sünbül əlavə etmək üçün xüsusi proqramdan istifadə edin (Adobe Photoshop üçün StarSpikes PlugIn kimi)

Difraksiya tırmanışlarından xilas olmaq üçün edə bilərsiniz

  • İkincili güzgü oxdan kənarda yerləşdirin
  • Teleskopu döndərin
  • Dəstək dayaqlarının formasını dəyişdirin. Bu marşrutdan düşsəniz, əyri dayaqların daha çox qalın olacağını və kontrastın itirilməsinə səbəb olacağını unutmayın.
  • İstehsaldan sonrakı tırmanışları silin

Difraksiya tırmanışlarına münasibətiniz necədir? Bunları bəyənirsiniz? Onlara nifrət edirsiniz? Baxmayın?

Bu yazını bəyəndinizsə, rəngli Hubble şəkillərinin necə hazırlandığını öyrənmək üçün maraqlı ola bilərsiniz!


Astronomiya haqqında göstərişlər



Solda, teleskopdan yüksək gücdə göründüyü kimi bir kompüterin simulyasiya edilmiş bir ulduzu şəkli var. Huygens Prinsipinə əsaslanan şəkil, dairəvi bir diyaframı təmsil etmək üçün 3D şəklində vahid qazanc dairəsi quraraq, sonra nümunə üzərində 2D Fourier Transformunu həyata keçirərək yaradıldı. Nəticə burada göstərilən müdaxilə nümunəsidir və teleskopla göründüyü kimi bir nöqtə mənbəyini (ulduz) təmsil edir.

İllustasiya üçün bu şəkil həqiqi bir ulduzun teleskopunuza baxacağı qədər böyükdür. Yüksək güclü bir teleskopdakı bir ulduz tək bir işıq nöqtəsi olaraq deyil, bir və ya daha çox üzüklə əhatə olunmuş kiçik bir işıq dairəsi olaraq görülür. Üzüklər əbədi olaraq davam edir, lakin amplitüdünü tez itirir, yalnız ilk bir neçə nəfər görünür.

Üzük naxışı fizikanın əsas qanunudur, lakin teleskop istifadəçisi üçün əlverişsizdir. Təsəvvür etdiyiniz kimi bir-birinə çox yaxın olan iki ulduzun üzükləri üst-üstə düşür və bu, ulduzlar arasındakı fərqi ləkələyir. A adlanan üzüklərin naxışı difraksiya nümunəsi, bir teleskopun həll gücünü məhdudlaşdırır.

Göstərilən nümunə astronomik bir refrakter teleskopu ilə görüləcək bir şeydir. Refrakterlər ulduz naxışlarını ulduzu əhatə edən üzüklərdə paylanan ən az enerji (parlaqlıq) ilə təmin edirlər. Newton teleskopları və Schmidt Cassegrain teleskopları kimi əks olunan teleskoplar ümumiyyətlə işıq yolunda naxışı çətinləşdirən bir növ ikincil güzgüyə malikdir, nəticədə ətrafdakı halqalara daha çox enerji paylanır və ulduz olan mərkəzi diskdə daha az enerji paylanır.

Difraksiya üzüklərinə səpələnən işıq mərkəzi ulduz şəklini bir az solğunlaşdırır və ətrafdakı halqaları daha parlaq edir. Difraksiya təlimində difraksiya və fərqli teleskop dizaynları haqqında daha ətraflı məlumat oxuya bilərsiniz.

Bu fenomendən əziyyət çəkən yalnız ulduz şəkilləri deyil. Bir planetin şəkli kimi genişlənmiş bir şəkil çox sayda bu cür difraksiyanın məhdud nöqtələrinə bərabərdir. Hər nöqtənin enerjisi nöqtəni əhatə edən halqalara yayılmışdır. Bu, Jupiter və ya Mars kimi bir çox parlaq nöqtədən ibarət olan genişləndirilmiş bir görüntüdəki ziddiyyəti azaldır.

Refrakterlərin difraksiyaya görə üstün təbiəti, bir çox teleskop istifadəçisinə üstünlük verməsidir. Bəs niyə hər kəs sadəcə bir refrakter alıb difraksiyanın təsirlərini minimuma endirmir?

Diafraqma ölçüsünün difraksiya görüntüsünə təsiri

Niyə çox insan yalnız refrakter istifadə etmir? A - çünki böyük refrakterlər bahalıdır və B - başqa bir həll yolu var.

Yuxarıdakı şəkil difraksiya təsvirinin təbiəti ilə teleskopun ölçüsü arasındakı əlaqəni göstərir. Geri görünə bilər, amma ulduz şəkli daha böyük bir teleskopda daha kiçik görünür. Mərkəzi ulduz şəkli və difraksion halqaları hər ikisi daha böyük diyafram ilə daha kiçikdir. Daha böyük bir teleskopun bir-birinə daha yaxın olan və planetlərdə və digər yüksək qətnamə obyektlərdə daha yaxşı çözünürlüklü ulduzları ayırmasına imkan verən budur. Sol şəkil kiçik teleskopdan bir ulduz diaqramını, böyük bir teleskopdan sağ ulduz diaqramını təsvir edir. Daha böyük bir teleskopda mərkəzi zirvə də daha yüksəkdir, ancaq bu şəkildə təsvir olunmur.

Bu zahirən nəticə, bir ulduzun bir nöqtə işıq mənbəyi olduğu üçün baş verir. Ölçüsü yoxdur və teleskop onu ölçüsünə çatacaq qədər böyüdə bilməz. Bir ulduz difraksiyası modelində görülən mərkəzi disk, xüsusi teleskopun yarada biləcəyi ən kiçik həll edilə bilən diskdir. Kiçik şeyləri görə bilmədiyi üçün ulduz şəkilləri o qədər böyük görünür. Kiçik şəkillər görmə qabiliyyətinə sahib daha böyük bir teleskop istifadə etdikdə, ulduz şəklinin mərkəzi diski daha kiçik görünür.

Əgər difraksiya təlimini yoxlamısınızsa, əksər dizayn tiplərini əks etdirən teleskopların işıq yolunda ikinci dərəcəli güzgülərə sahib olduğunu bilirsiniz. İkincili obstruksiyanın nəticəsi ulduzun amplitüdünü azaltmaq və difraksiya halqalarının amplitüdünü artırmaqdır. Bu səbəbdən refrakterlər ümumiyyətlə üstün bir dizayndır.

Ancaq bu diaqram göstərir ki, difraksiyanın qətnaməyə təsirlərini azaltmanın bir yolu sadəcə daha böyük bir teleskopdan istifadə etməkdir. Böyük reflektorlar refrakterlərlə müqayisədə nisbətən ucuzdur və daha böyük əks etdirən teleskop, hətta mərkəzi obstruksiyası olsa da, ümumilikdə daha kiçik bir difraksiya nümunəsinə və daha yaxşı çözünürlüğe sahib olacaqdır. Beləliklə, Saturn, Yupiter və Mars kimi planetlər daha yaxşı həll ediləcək və bonus ulduzları daha böyük bir teleskopla daha parlaq olacaq.

Anodizasiyanın difraksiya görüntüsünə təsiri

Ancaq daha böyük bir teleskopa keçmədən difraksiya nümunəsinə ən azı kiçik bir təsir göstərməyin başqa bir yolu var, xüsusən də teleskopunuz bir növ əksedicidirsə. Fərqli ölçülü diafraqmaların fərqli ölçülü difraksiya nümunələri yaratması mesajı başqa bir ehtimala səbəb olur. Fürsətdən istifadə etməyin yolu bir ekranı apodizasiya etmək iki fərqli ölçülü diyaframlardan difraksiya nümunələrini bir-birinə birləşdirən və bəzi dağıdıcı müdaxilələrə səbəb olan - ən azı ilk üzük cütlüyündə.

Yuxarıdakı şəkillər bir refrakter (solda), mərkəzi maneə olan bir reflektor (orta) və bir ekranlaşdırma ekranı olan bir reflektor (sağda) vasitəsilə difraksiya nümunəsini təmsil edir. Soldan sağa hərəkət edərkən işıq yolundakı bir maneənin enerjinin ətrafdakı difraksiya modelinə atılmasına səbəb olduğunu görə bilərsiniz. Bu diaqramda göstərilmədiyi halda, mərkəzi diskdəki enerji də azalır.

Müvafiq ölçülərdə bir apodizasiya ekranı qoyaraq, sintez edilmiş iki aşığın difraksiya nümunələri təsirlərini təsirli şəkildə azaldaraq ilk bir neçə (ən parlaq) üzükdə dağıdıcı müdaxilə edir. Eodlaşdırma ekranı mərkəzi diskin (ulduzun) parlaqlığını bir qədər azaltsa da, mərkəzi disk və ətrafdakı halqalar arasındakı amplitüdlər arasındakı fərq yaxşılaşmışdır.

Beləliklə - necə bir apodizing ekranı edə bilərsiniz?

Teleskopunuz üçün necə bir apodizasiya ekranı etmək olar



Bir az afişa lövhəsi və bir az pəncərə ekranı ilə apodizasiya ekranı edə bilərsiniz. Yalnız bir pəncərə ekranı ilə sadə birini edə bilərsiniz və ya aparatınızı dəqiq tənzimləmək üçün bir və ya daha iki ekran (fərqli ölçülü delikli) əlavə edə bilərsiniz.

Sol şəkil ən sadə dizaynı göstərir. Mərkəzdə tək bir deşik kəsilmiş qara bir pəncərə ekranıdır. Çuxurun ölçüsü olmalıdır 90 % teleskop hədəfinizin ölçüsü. Bu tək ekran dizaynı, kiçik bir teleskop üçün, yəni 4,5 düym və ya daha kiçik üçün kifayətdir. Əvvəlcə afişa lövhəsini və ya teleskop borunuzun diametrinə bükülmüş sabit taxtanı kəsib, sonra hədəfinizin ölçüsündə bir deşik kəsə bilərsiniz. Ekranı bağlamaq üçün sizə bir montaj səthi verəcəkdir. Sonra taxta üçün bir yaxa düzəldin və teleskopunuzun ucundan sürüşdürün.

Orta şəkil iki ekran dizaynını göstərir. Aşağıda ortaya çıxan difraksiya nümunəsini görə bilərsiniz. Qeyd edək ki, iki ekranla ikinci difraksiya halqası demək olar ki, aradan qaldırılır. 2 ekran dizaynı 4,5 düymdən 6 düymədək teleskoplarda yaxşı işləyir. Ekranlardakı iki dəlik olmalıdır 90 & # 37 və 78 & # 37 teleskopunuzun hədəfinin ölçüsü. Montajdan əvvəl iki ekranı bir-birinə görə təxminən 45 dərəcə çevirin.

Sağ şəkil üç ekran dizaynını göstərir. Yenə də aşağıda 2-ci üzük getdikdə və 1-ci halqa amplituda azalmış difraksiya nümunəsidir. Bu dizayndakı ekranlardakı deliklər 90 & # 37, 78 & # 37 ve 55 & # 37 teleskopunuzun hədəfinin ölçüsü. Hər bir ekranı əvvəlki ekrana görə təxminən 30 dərəcə çevirin.

Nə qədər yaxşı işləyir? Mən yaxşı işləyir tapmaq. İlk dəfə apodizasiya ekranından istifadə edərək teleskopunuza baxdığınız zaman dəhşətə gələ bilərsiniz. Gördüyünüz dəhşətli bir səpələnmiş rəngdir. Ancaq hər şeyin mərkəzində təxminən 100 arc saniyəlik aydın bir sahə görəcəksiniz. Bu, apodlaşdırma ekranının yalnız ikiqat ulduzlar və planetlər kimi kiçik obyektləri müşahidə etmək üçün işlədiyini göstərir. 100 aydınlıq görünən 100 arc saniyə bölgəsinə sığacaq qədər kiçik nə olursa olsun ədalətli bir oyundur.

Planetlərə baxarkən demək olar ki, 6 düymlük f / 5 Newtonian-da apodizasiya ekranı istifadə edirəm. Planetlərdəki xüsusiyyətlərin incə ziddiyyətinin ekranla yaxşılaşdığını görürəm. Əslində, apodlaşdırılmış f / 5-i f / 10 planet Newtonian kimi kiçik hədəflərdə də yaxşı göstərə bilər. Parlaq cüt ulduzları müşahidə edərkən ekranı da istifadə edirəm.


İkincil güzgü

İkincili güzgü hörümçək qanadları adlanan dörd metal parçası ilə tutulur, gecə göyünün şəkillərində tez-tez gördüyünüz difraksiya tırmanışlarının səbəbi, ulduzların üstündəki bir xaç kimi görünən dörd kiçik xətt. İkincil güzgü düzdür və birincil güzgüdən işığı fokusçuya yönəltmək üçün 45 dərəcə bir açıda yerləşdirilir.

Birincil güzgü kimi, ikincil güzgü də birincil və fokusçu ilə düzülməlidir - əks halda işıq okulyardan yönləndirilməyəcək və nəyə baxmaq istədiyinizi görə bilməyəcəksiniz. Ümumiyyətlə ikincil güzgü mövqeyi mərkəzi bir vida və bucağı idarə edən üç tənzimləmə vidası tərəfindən tutulur. Reflektorlarımda gördüm ki, bunları yenidən düzəltməliyəm, normalda ən çox diqqət tələb edən əsas güzgü mövqeyi.

Birincil güzgü kimi, ikincil bir müddətdən sonra biraz çirklənir və təmizləməyə qərar verdiyiniz təqdirdə diqqət göstərilməlidir - yoxsa yenisini almaq məcburiyyətindəsiniz. Yaxşı xəbər budur ki, ikincil güzgülər düz olduğundan dəyişdirmək üçün çox xərc çəkmirlər - bir dənəsini dəyişdirməli oldum və yenə də bir neçə yüz dollar idi.


Teleskopları əks etdirir

Bu sadəcə bir görüntünün qaralması deyil - popodakı əsl ağrı kontrastın itirilməsidir. Heç bir optik sistem mükəmməl deyil, ancaq & quotideal & quot teleskopu sizə mümkün qədər nöqtə kimi bir ulduz göstərməlidir. Gerçək bir teleskopda əldə etdiyiniz şey, simmetrik difraksiya halqaları ilə əhatə olunmuş & quotAirey disk & quot adlı kiçik, lakin ölçülə bilən bir əsas görüntüdür. Mərkəzi maneələr (hətta çox kiçik) Airey diskindən difraksiya halqalarına işıq sürtmək və kontrast itkisinə səbəb olur. İkincil güzgü tutan qanadlar olduqda təsir pisləşir, çünki bunlar difraksiya sıçrayışlarına səbəb olur və ulduzun görüntüsünü daha da pozur.

Obstruksiyanın forması son görüntüdə işığın paylanması üçün çox vacibdir. Teleskoplara sahib olanlar, teleskopun borusunun diafraqmasına sığacaq qara bir inşaat kağızının diskini kəsərək bunu özünüzə sübut edə bilərsiniz. Bu diskin ortasını tapın və bu forma daxilində bir altıbucaq düzəldin və həmin altıbucağı bir ülgüc bıçağı ilə diqqətlə kəsin (maska ​​yıxılmaması üçün kifayət qədər material buraxın). Bu maskanı diapazonunuzun üstünə qoyun və parlaq bir ulduza baxın. Ulduzun Airey diski, 6 kəskin nöqtə ilə ayrılmış 6 yerdə sıxılmış (sıxılmış) görünəcəkdir. Bunun məqsədi nədir? Kifayət qədər böyük və ziddiyyətli bir teleskopunuz varsa, teleskopunuzu Siriusa yönəldə bilərsiniz və maskanı fırladaraq Sirius B-nin görünməsini təmin etmək üçün Siriusun Airey diskini basa biləcəksiniz.

Yüksək keyfiyyətli optikası olan və heç bir mərkəzi maneə olmayan kiçik bir sahə (mənim 6 & quot AstroFhysics APO kimi) sizə mərkəzi maneələrlə daha böyük 'sahələrdə çətin və ya mümkün olmayan obyektləri göstərə bilər. İnç üçün APO'lar olduqca cəlbedicidir, lakin optik performansı nəzərə alsanız (xam diafraqma əvəzinə) olduqca ədalətli bir şeydir.

Hər şey teleskop / mercek tərəfindən verilən çıxış şagirdindən asılıdır o zaman gözünüzün şagirdinin şagirdi diametri.

Zəif enerjili bir okula həmişə daha böyük bir göz bəbəyi verir. Çıxış şagirdi sadəcə əhatə dairəsi / okulyar birləşməsi ilə istehsal olunan işıq şüasının diametridir. Göz oxuyucusunun fokus uzunluğunu, əhatə dairəsinin hədəfinin fokus nisbətinə bölməklə asanlıqla başa düşülə bilər. Okulyarda, sənin gözün əsas və sitat gətirən hər şeyi görür mərkəzi maneə daxil olmaqla. Kapsamın çıxış şagirdi böyükdürsə (az güc) və gözünüzün genişlənməsi kiçikdirsə, ikinci dərəcəli görüntü daha böyük görünür, çünki çıxış şagirdinin əksər işığı gözünüzə girmir.

Misal
(1) Teleskop f / 5-dir (diametri burada heç bir məna daşımır) və 10 mm fl oxunuz var. Beləliklə, çıxış şagirdi (EP) = 2mm, 10 mm-lik okulyar 5-ə bölündükdə, əhatə dairələri f / nisbətindədir. Gün işığında belə əhatə dairəsindən çıxan bütün işıqlar (təxminən 2mm-2.5mm) gözünüzə girərdi, beləliklə hədəfin gördüklərini və bütün görüntüdəki işığın gözünüzə girdiyini və ikincil görünməyəcəyini görərdiniz. Oradadır, ancaq görüntüdən daha parlaq işıqla & quothidden & quot; Sahənin ortasında bir görüntü yaratmaq üçün işıq, əhatə dairəsinə daxil olan & quoteff ox & quot işığından gəlir.

(2) 32 mm (geniş sahə) bir okula ilə eyni teleskop. Buradakı AP 6.4 mm-dir. Məsələn (1), ikincil görüntü çox kiçikdir, çünki göz birincilin bütün şəklini görür. Ancaq bu vəziyyətdə əhatə dairəsinin EP-si 6.4 mm-dir, ancaq gün işığınız yalnız 2.5 mm-ə qədər açılır. Beləliklə, 6.4 mm-lik bütün görüntü gözünüzə yalnız mərkəzi 2.5 mm-ə girmir. Bu vəziyyətdə görüntünün yalnız ən mərkəzi hissəsini gördüyünüz üçün əksəriyyəti mərkəzi obstruksiyanı və əks halda görüntünün mərkəzi hissələrini təşkil edəcək oxdan kənar işığın çox az olduğunu görürsünüz. IOW, gördüklərinizin əksəriyyəti böyüdülmüş ikincildir, buna görə mərkəzdə qara bir ləkə əldə edirsiniz.

Həvəskar istifadəçinin başqa bir qısa müraciəti:

Son bir cümləyə diqqət yetirin ki, gözünüz əhatə dairəsinin bütün EP-sini & quot & quot & quot; gətirmək üçün kifayət qədər geniş bir şəkildə çevrilirsə, qaralma effekti görülə bilməz.

Bu qaralma effektindən bəhs olunduğunu da unutmayın yalnız əhatə dairəsi az gücdə istifadə edildikdə. Hər hansı bir teleskopda, daha az güc, daha uzun bir fokus məsafəsi gözünün istifadə edildiyi deməkdir. Yuxarıda gördüyümüz kimi, daha uzun fl okruzoru, EP = göz oxu fl / əhatə dairəsinin f / nisbətindən bəri daha böyük bir şagird çıxışı ilə nəticələnəcəkdir. Həm də kənara, boruya paralel və birincilin (kənar və ya güzgü) xarici kənarlarına yalnız işıq şüaları daxil edildiyi zaman teleskop dizaynlarının rəsmlərini gördükdə həmişə səhv edirəm. Eksenel işığın birincil hissəyə vurması olmasaydı, bu gün teleskoplardan istifadə etməzdik.


1. TELESCOPE TƏSVİRİ: Şüalar, dalğalar və fərq

Teleskoplar kosmik cisimləri daha parlaq və vizual olaraq daha da böyüdərək, onların aşkarlanmasına və müşahidə edilməyimizə imkan verir. Bəs bunu necə edirlər? Onların fəaliyyətinə nə təsir edir və necə? Bu mətnin mövzusudur.

Teleskopların planetlərin, ulduzların və qalaktikaların şəkillərini necə meydana gətirməsinin iki əsas cəhəti var. Biri görüntü formalaşma fizikası ilə, digəri isə həndəsəsi ilə maraqlanır. İşıq dalğalarının teleskopda və ya ümumiyyətlə optik sistemdə necə davrandığını təyin etmək üçün birincisinə ehtiyacımız var: hara gedirlər və qarşılıqlı təsirləri görüntü parlaqlığını, kontrastını və həllini necə təyin edir. İkincisi, işığın yayılmasının sadələşdirilmiş yönlü modelinə əsaslanan xətti interfeysdir.

Birincisi fiziki optikvə sonuncusu həndəsi optik.

Birinci dərəcəli həndəsi optik (eyni zamanda: paraksial və ya Gauss yaxınlaşması) paraksial şüaları izləməklə görüntü yerini və böyüdülməsini müəyyənləşdirmək üçün əlverişli bir yol təqdim edir. Optik sistemlərdən daha böyük açılarla keçən şüaların izlənməsi daha mürəkkəb hesablama tələb edir, lakin fokusda olan müxtəlif şüalar üçün optik yol uzunluqlarındakı fərqlərdən yaranan görüntü hüdudlarını ya həndəsi, ya da faz (fiziki optik, difraksiya) sapmalarını təyin etmək qaçınılmazdır yer.

Şüalar, dalğalar və dalğa önü

Hər hansı bir optik görüntü - və teleskoplar tərəfindən əmələ gələnlər istisna deyil - işıqdan hazırlanır: elektromaqnit şüalanma forması. Daha doğrusu, teleskop şəkli uzaqdakı cisimlərdən saysız-hesabsız işıq saçan nöqtə mənbəyi görüntüsü ilə çəkilir. Göstərildiyi kimi ŞƏKİL . 1, bir nöqtə mənbəyi tərəfindən yayılan işıq dalğaları, konsentrik bir şəkildə yayılmış və salınan bir enerji sahəsi olaraq yayılmışdır. Dalğa salınımını bir dövr kimi təqdim etmək rahatdır, tam dövrü 360 dərəcə və ya 2 & pi radians. Faza dalğa salınımının harmonik sinusoidal dalğa üçün o= Asin (2 & pi x / & lambda), burada A dalğadır genlik, dalğa rəqsinin maksimum dəyəri kimi təyin olunan x, mənşədən dalğa yolunun uzunluğudur və & lambda işığın dalğa uzunluğu (ŞƏKİL 1, yuxarı solda).

2 ölçülü bir EM dalğası, ümumiyyətlə, hər biri öz müstəvisində bir-birinə dik olaraq (solda təsvir) bir-birinə salınan elektrik və maqnit sahəsinin davamlı bir sıra rəqsləri kimi təqdim olunur. Salınma müstəvisi dəyişmədikdə, işıq xətti olur qütblü (dairəvi olaraq qütbləşmiş işığla, elektrik sahəsinin müstəvisi - ona dik olan maqnit sahəsinin müstəvisi ilə - öz oxu ətrafında zamanla dönər). Həqiqi dalğalar ümumiyyətlə qütbləşməmişdir, yəni elektrik sahəsi təsadüfi olaraq kosmosdakı istiqamətini dəyişdirir, bu da daim dəyişən mövqenin və yayan atomların istiqamətinin nəticəsidir. Həqiqi dairəvi hərəkət mövcud olmadığına baxmayaraq, yuxarıda qeyd edildiyi kimi, eyni dalğadakı ən yaxın iki nöqtə arasındakı fəza dövrünə uyğun olaraq - 2 & pi radianlarına bərabər olan bir dalğanın tam fazası ilə rəqsləri təmsil etmək rahatdır.

Eyni salınım hərəkətinin dalğa nöqtələrini birləşdirən xəyali bir səth və ya faza, adlanır mərhələ. Mənbədən eyni şüa optik yol uzunluğuna (OPL) əsaslanan faz cəbhəsinin həndəsi yaxınlaşması deyilir optik dalğa, ya da sadəcə dalğa. Optik teleskoplar üçün, dalğa ön xətası nisbətən kiçik qaldığı müddətdə, bütün praktik məqsədlər üçün, faza və dalğa önü eynidır. İkisi arasındakı fərq, sonuncunun birbaşa nominal dalğa kənarlaşması ilə birbaşa artmasından qaynaqlanır, birincisi, hər hansı bir dalğa sayından kənarlaşan dalğa cəbhəsi nöqtələri üçün maksimum konstruktiv müdaxilədən effektiv şəkildə salınır - təbii ki, sıfır sapma da daxil olmaqla - sıfır konstruktiv müdaxiləyə qədər azalır. tək bir tam yarım dalğa sapması ilə sapan istənilən dalğa ön nöqtəsindən.

Ray digər tərəfdən, sadəcə dalğa cəbhəsinə dik qalan mənbə nöqtə mənbəyində olan bir düz xəttdir. Şüalar optik fenomenlərin həndəsi tərəflərini təqdim etməkdə faydalı olmasına baxmayaraq, enerji sahəsində yayılmış ümumi enerjinin yalnız kiçik bir hissəsini təmsil edir. Bundan əlavə, yalnız onların həndəsi xüsusiyyətləri nəzərə alınır. Buna görə şüa (və ya həndəsi) optikanın enerji sahəsinin fiziki xüsusiyyətləri ilə birbaşa əlaqəsi yoxdur.


ŞƏKİL 1
, (TOP): Bir nöqtə mənbəyindən çıxan dalğa cəbhələri (solda). Çox genişlənmiş dalğa cəbhəsinin kiçik hissəsi praktik olaraq düzdür (orta), normalda teleskop aperatura daxil olur. Şüalar dalğa cəbhəsinə dik dalğa yollarıdır. Bununla birlikdə, enerji xətlərlə getmir - enerji sahəsinə yayılır, ancaq digər istiqamətlərdə hərəkət edən dalğalar faz fərqi yaradır və dalğa önünün meydana gəlməsini maneə törədir (sağda). Elektromaqnit dalğa, eninə hərəkətdə və ya salınmada boş bir kordon boyunca hərəkət edən mexaniki dalğaya bənzər şəkildə yayılır (o). The magnitude of wave oscillation for any given point in space and time is a product of wave amplitude (A) and its wave function for harmonic (sinusoidal) wave, this function is a sine of the angle corresponding to the wave phase. The phase effectively varies between 0 and 2 &pi radians, with 0 and 2 &pi corresponding to the beginning and the end of the full oscillation cycle, respectively. Full phase is directly related to the wavelength, which is the distance transversed by a wave between two consecutive states of identical phase
MIDDLE : Energy field can be modeled as if consisting from primary waves moving in the direction orthogonal to the wavefronts, and spherical secondary wavelets spreading out from every point of the wavefront as the actual carrier of the energy. Waves spread out in directions other than that of the wavefront are diffracted waves. They interfere in the field constructively, partly constructively, or destructively, depending on their path (phase) difference at the point of interference (dashed arc between two wavelet sources is a sphere centered at the interference point, the basis for calculating aberrations of a diffracted wave).
BOTTOM : Due to the speed of light waves changing with the medium's optical density, whenever the shape of boundary surface between two media does not coincide with the shape of incident wavefront, the shape of wavefront will change as it enters one medium from another. The wavefront points that enter new medium first either slow down (denser medium) or accelerate relative to wavefront points still in the media of incidence. New wavefront shape is determined by the shape of media boundary, and the respective densities of the media. The illustration shows how a planar wavefront passing spherical
air-to-glass boundary becomes concave, with the orientation of each tiny near-planar section of this new wavefront - i.e. change of the direction of rays - determined by the law of refraction. This new wavefront is not spherical, due to the surface-induced wavefront aberration (spherical aberration) curving it more strongly toward the edge than a perfect reference sphere (hence the rays will not focus in a single point, which is not shown here). Wavefront will also change its shape after reflection from surface which does not coincide with its incident form (square box bottom right). New orientation of every nearly flat small section of it is determined by the law of reflection.

Geometry of rays is superficial, but useful concept, not only for approximating image location and size, but for the initial assessment of its quality as well. Since any wavefront deformation causes ray disturbance, scattering them around the center of curvature of a perfect reference spherical wavefront, it indicates whether an optical system is perfect, or not. To some extent, ray disturbance indicates the severity of wavefront error, which makes it a convenient tool for the initial assessment of wavefront/image quality. Also, it is useful for determining geometric relations between optical elements and images they form. However, for the specifics about actual energy distribution around the focal point we need physical optics.

The wavefront, while itself a geometric category, is more directly related to the underlying physics. It identifies the location of in-phase wave sources, making it the basis for calculations determining the properties of wave interactions at and around focal point - i.e. diffraction calculation. Hence, the significance of the wavefront is in that its form directly determines the quality of optical imaging in a telescope. Obviously, form of the wavefront and geometric properties of the rays are directly inter-related, but the ray geometry remains only loosely related to the interactions taking place within the energy field. The most striking example is that of a spherical wavefront, whose rays all meet in a single point. At the same time, the actual physical image formed by waves emerging from the wavefront is a bright spot surrounded by a series of fading rings. How is this taking place?

The answer is that light energy does not propagate in straight lines rather, it propagates according to the Huygens's principle. But first a quick look at how light waves interfere.

Wave interference, combined intensity

Whenever energy fields emitted by two or more light sources fill the same space, they will interfere. Or, put plainly, depending or how close in phase are their respective wave oscillations at the specific point in space, they will combine either constructively, producing more energy, or destructively, producing less, or none. As illustration below shows, the closer in phase are interfering waves, the more constructive interference, and vice versa. If no

other wave sources would be present, this would be the interference pattern of these two energy fields. If the two emitters were singled out by a dual aperture, with about three wavelengths of separation - their interfering fields spreading out would be conventionally called diffracted field. In the observational plane at some distance, it would project a pattern of bright and dark lines - maximas and minimas, respectively, with the former formed by a continuous deposition of energy peaks. The maximas are called diffraction orders: from zero order in the center, toward subsequent orders marked with positive integers for maximas above the central, and negative integers for those below.

The illustration shows interference of phase with the constant phase relationship, i.e. coherent light (which, as in the Young's experiment, can be obtained by splitting the field from a single monochromatic point source by a pair of small openings). With incoherent light, i.e. with the phase relationship randomly changing countless number of times each second, wave interference and diffraction orders are also randomly spread round, resulting in a much less contrasty - or undetectable - interference/diffraction pattern. This is reflected in the basic formalism of wave interference.

With the wave energy - or intensity - Mən defined as the wave amplitude A squared, i.e. I=A 2 (general form), the combined intensity of two waves is their combined amplitude squared, or I C =(A 1 +A 2 ) 2 . Hence, the maximum combined intensity for two separated wave sources of intensities Mən 1 and Mən 2 can be written as

I C = I 1 + I 2 + 2A 1 A 2 cos( &Delta &Phi ) ɤ ,

ilə ɤ , the complex degree of coherence, ranging from 0 for incoherent to 1 for fully coherent light. The third term at right is so called interference term, which vanishes in incoherent light ( ɤ =0) so that the combined intensity is simply a sum of the two intensities, I Ci =I 1 +I 2 . With partly coherent light, value of the interference term varies with both, phase difference &Delta &Phiɤ , while for fully coherent light ( ɤ =1) it varies with phase difference for two waves in phase, i.e. &Delta &Phi=0 or &Delta &Phi= 2 &pi , cos (&Delta &Phi ) =1 and the combined intensity is at its maximum, I Ccmax =I 1 +I 2 +2A 1 A 2 . For A 1 =A 2 =A 0 , and A 0 2 =I 0 , the combined intensity is I Ccmax =4I 0 , as opposed to I Ci =2I 0 with incoherent light and A 1 =A 2 =A 0 .

Putting it in words, while coherent light waves, due to their consistent phase relationship, interfere in sustained manner, so that their amplitudes add first, and a square of their sum (complex amplitude) gives the combined intensity, with incoherent light the fields are essentially independent and the combined intensity is given by a sum of individual intensities, i.e. sum of the individual amplitudes squared. In other words, coherent light is linear in complex amplitude (square of which gives intensity), whereas incoherent light is linear in intensity, given by a sum of the squared individual wave amplitudes. Thus, for near-equal amplitudes and near-zero OPD, the maximum combined intensity doubles with the doubled flux for incoherent, and quadruples for coherent light.

With the maximum combined intensity for incoherent light normalized to 1, the combined intensity of two point sources in the pupil, as a function of OPD, in units of wavelength, is given by:

which for OPD=&lambda/2 gives I=cos 2 ( &pi /2)=0. The wider emitter separation, the smaller field angle at which &lambda/2 OPD is generated and the combined intensity drops to zero. For two wavefront point-emitters at the opposite ends of 100mm diameter pupil (S=182,000&lambda for &lambda=0.00055mm), this mutual cancellation will take place at the field angle &alpha =0.57 arc seconds.

The combined amplitude of two interfering waves is given by A C =cos(OPD &pi /&lambda), with (OPD &pi /&lambda)= &Delta &Phi being the phase difference. It can be presented as the resultant vector of two unit phase vectors, as illustrated on Inset C.

Since the OPD between waves w 1 and w 2 is &lambda/4, their combined amplitude is A C =cos( &pi /4)= &radic 0.5 the resulting combined intensity is I 1+2 =A C 2 =0.5, as obtained by applying Eq. (b) directly. Likewise, for waves w 1 and w 3 , the phase difference is 1.25 &pi , giving OPD=1.25/2=0.625, with the resulting amplitude given by cos(0.625 &pi )=-0.3827, and the combined intensity I 1+3 =cos 2 (0.625 &pi )=0.1464.

Kimdən Eq. (b), the phase differential in terms of combined normalized intensity is given by ∆&Phi=2cos -1 &radic I , and the corresponding field angle sine is sin &alpha =(cos -1 &radic I )&lambda/ &pi S ( cos -1 is the inverse cosine function, i.e. the angle corresponding to a given cosine value). The intensity plot for &lambda/2 point separation (Inset D, left) shows that the normalized intensity Mən of two combined waves drops to 0.5 at the phase difference of ∆&Phi= &pi /2 ( &alpha =30°), and that there is little of constructive interference taking place for phase difference ∆&Phi> &pi /1.31 ( &alpha >60°). Intensity drops to zero for &alpha =90° and &alpha =270°, since the two emitters are effectively located on the horizontal axis, centered around zero point and separated by S=&lambda/2. A plot showing dependence of combined intensity on the angular radius &alpha in the image plane retains this form as long as the S/(&lambda/2) quotient is a whole number, but the angular radius within which most of constructive interference takes place diminishes. As the point separation increases, the central lobe becomes smaller angularly within those same coordinates, the plot for S=1000&lambda separation - which is still only 0.55mm for &lambda=0.00055mm - would be practically a straight vertical line, but with a number of radially distributed subsidiary maximas whenever the net OPD difference reaches a whole number of waves (for S giving integer when divided with other values than &lambda/2 the combined intensity at 90° and 270° is non-zero, and it forms full maxima when S consists of a whole number of waves).


Amplitude of wave originating at P in the entrance pupil at P' in the observation plane depends on the path length S, determined from the underlying geometry. Complex amplitude is a sum of all wave contributions from the pupil (with coherent light with incoherent light, individual waves sum up directly at the intensity level).

Of course, energy generated at every point of the image is a sum of wave contributions not only from a pair of wave emitters, but from all wave emitters combined. The complexity of wave interactions is beyond visualization an attempt at illustration shows the change in oscillation (phase) along the image radius for four pairs of emitters of different inter-separations (Inset A, bottom). A slightly separated pair (1) gives maximum contribution to all field points within the radius shown. Contribution of somewhat less closely positioned pair (2) decreases more rapidly with the increase in field radius, and much more rapidly for more widely separated (3) and the widest (4) pair. As can be seen on the plot for the pair 4, contribution from every pair varies periodically between the maximum and zero, as a function of the field angle (radius). At the field point A, the two more widely separated pairs' phase contribution is zero, but the combined contribution of narrowly separated pairs of emitters (1 and 2) is still close to a maximum at double the field radius, the two more widely separated pairs' contribution will be at the maximum, but it will be lower for the pair 2.

Interference of light between principal and diffracted waves is what determines physical properties of the image formed by a telescope.


Were stars artistically depicted with diffraction spikes before the invention of the Newtonian reflector?

Müəllif: Roger W. Sinnott 21 iyul 2006 0

Bu kimi məqalələri gələnlər qutunuza göndərin

Were stars artistically depicted with diffraction spikes before the invention of the Newtonian reflector? If so, why?

/> Galileo sketched the Praesepe star cluster (now known as the Beehive) in 1610.
Octavo Corp. / Warnock Library

Stars were being drawn with points or spikes long before Isaac Newton announced his reflecting telescope in 1671. Just look at early works of art, flags, ancient coins, and the charts of the Pleiades and Praesepe star clusters made by Galileo in 1610. The similarity of certain flowers to rayed stars is apparent in their names, such as Aster Atticus (golden starwort). Görə Oxford English Dictionary, writers used the asterisk symbol (*) as early as the 1300s.

English amateur astronomer William Kitchiner wrote in 1825:

"When a Telescope is pointed at a Star, the least Defect in the figure, or adjustment of the metals in a Reflector, or of the object-glass in an Achromatic, immediately stares in your Eye, — Star not appearing round, but surrounded by false lights, radiating points, and little flitting luminous accompaniments. . . ."

So people thought of rays as an almost unavoidable aspect of a star's appearance due to imperfections in the eye or optics, long before astronomers began exploring the wave nature of light in the mid-19th century.


Videoya baxın: (Sentyabr 2021).