Astronomiya

Atmosfer qırılmasının xromatik təsirlərini düzəltmək üçün paz prizmalarından nə vaxt istifadə olunur?

Atmosfer qırılmasının xromatik təsirlərini düzəltmək üçün paz prizmalarından nə vaxt istifadə olunur?

Atmosfer qırılması (aşağıda göstərilmişdir), çünki Yer atmosferində vəhdətdən fərqli bir qırılma indeksinə sahibdir.

@ MikeG-nin şərhində bu qırılmanın xromatik bir tərkib hissəsi olacağını (hava indeksi dalğa uzunluğuna görə dəyişdiyindən) və müşahidəçilər bəzən düzəltmək üçün bir paz prizmasından istifadə etdiyini xatırladır.

Güman edirəm ki, geniş spektrli bir görüntü üçün dar bant görüntüləmə üçün daha vacib olardı.

  1. Bu günlərdə praktikada nə qədər edilir?
  2. Keçmişdə bu nə qədər tez-tez CCD-lərdən daha çox emulsiya ilə edilirdi?
  3. Bunun çox vacib olduğu / diqqətəlayiq halları və ya müşahidələri varmı?
  4. Təsiri nə qədər güclüdür? Orta qırılma 2 arminminutdursa, atmosferin xromatik aberasiyasını düzəltmək üçün təxminən bir şüşə paz neçə arcminut olmalıdır?

G.G.-dən istifadə edərək atmosfer yüksəkliyi və aşkar hündürlüyə qarşı plan. Bennettin 1982-ci il düsturu. Müəllif: Jeff Conrad


Atmosfer qırılmasının xromatik təsirlərini düzəltmək üçün paz prizmalarından nə vaxt istifadə olunur? - Astronomiya

Bu, BBC Sky at Night jurnalının Noyabr 2012-ci il buraxılışında çıxan bir məqalənin daha dolğun bir versiyasıdır.

Qeyd edim ki, veb saytımda ADC-lərdə ikinci bir səhifəm var. Bu, daha ixtisaslaşmış bir xarakter daşıyır və ADC tərəfindən, xüsusən də aşağı hündürlükdə olan obyektlərdə istifadə edilən aberasiyalar mövzusunu araşdırır.

Bu səhifə son dəfə 12-2-2017 tarixlərində yeniləndi

Köhnə DMK kameramla 3x televizor kəmərim arasında yerləşdirilmiş bir ASH Atmosfer Dağılımı Düzəldicisi (ADC) ilə Planet Görüntüləmə


Yığıntma prosesi xromatik sapmanı avtomatik olaraq düzəldə bilərmi?

Budur mənim fikrim, hər kanalın ulduzlarını eyni FWHM-də saxlasam, yığdığımızda hər kanalın ulduzları bir-birinin üstünə tamamilə örtüşəcək, buna görə hər ulduz dəyirmi və iti olarsa, açıq-aşkar xromatik sapma görməyəcəyik?

# 2 ngc7319_20

Yəqin ki, optik və proqramın detallarından asılı olacaq. Tez-tez ulduzlar müəyyən bir FWHM olan sadə Gausslar deyildir - məsələn, mavi kanal sferokromatizmə görə bir halo ola bilər - dalğa uzunluğuna görə dəyişən bir növ sferik sapma. Bəzən optikada və ya atmosfer qırılmasında kanallar arasında bir dəyişiklik olur. Bəzən dalğaboyundan asılı "lövhə şkalası" və ya piksel şkalası olur.

# 3 Alex McConahay

Daha çox optik təcrübəsi və biliyi olan şəxslərin məni düzəltməsinə icazə verərəm, amma deyərdim ki, bu problemi azaltmağa kömək edəcək, amma optiklərinizi apokromatik etməz.

Məlumdur ki, o qədər də rəng düzəldilməsə də, hər hansı bir yaxşı optik əhatə dairəsi ilə "Ha günəş əhatəsi" edilə bilər. Bunun səbəbi, qəbul edilən spektrin genişliyinin o qədər dar olmasıdır ki, bandpassın digər tərəfində və digər tərəfində qırılma miqdarı arasında az fərq var. Beləliklə, həddindən artıq həddə getsəniz və dar bant görüntüləmə etsəniz, haqlı ola bilərsiniz.

Bununla birlikdə, RGB ilə və əlbətdə L ilə, bant keçidi daha genişdir. Başqa sözlə, "mavi" nin digər tərəfi ilə, məsələn, ulduzlarınızda xromatik sapmaya yer var.

Üstəlik, ilk problemi endirə bilsəniz belə, fərqli rəngli ulduzlarınız varsa, bir-birlərinə düzgün şəkildə düzülməzdilər. Qeydiyyat prosesiniz bu yer dəyişdirmənin bir hissəsini həll edə bilər, ancaq bəlkə də bir qalıq ola bilər.

Ayrıca və ya bəlkə də bu iki məsələ üzündən, eyni ulduzların müxtəlif filtrlərin arxasında eyni FWHM olacağı ehtimalını satın almıram. Ola bilər. Ancaq mən buna şübhə edirəm.

Bunu niyə etmək istədiyinizi soruşa bilərəmmi? Bir apokromatik deyil, bir akromat refrakterlə görüntüləmə cəhdinizin olacağından şübhələnirəm.

Bunlar başqa şəkildə bərabərdirsə və ya onsuz da akromat varsa, açıq-aydın onu sınayın. Uğurlu ola bilərsiniz. Və ya bəlkə də deyil. Unutmayın, yeni bir şey alırsınızsa, apochromat, ehtimal ki, daha bahalı bir sahədir. Nəticədə, daha yaxşı tikinti, daha yaxşı fokusçu və daha yaxşı optik ilə birlikdə gələn digər şeyləri əldə edəcəksiniz. Belə ki. rəng sapması performansı yalnız bir fikir ola bilər.

# 4 dhaval

İnsanların bahalı Apochromatic teleskoplarını almasının bir səbəbi var (görüntüləmə üçün refrakter alanda). Bir proqramdan istifadə edərək mükəmməl olmayan optiklərin yaratdığı sapmaları düzəldə bilsəydim, əminəm ki, hər kəs PixInsight-a 500 dollar xərcləməkdən və təxminən 10 qat daha dəyərli həqiqətən yaxşı optik almaqdan narahat olmayacaq.

Bunu edə bilməyəcəyini söyləmək üçün bir yol deyil, ancaq insanların bu cür fikirlərlə narahat olmamasının bir səbəbi olmalıdır.

İnsanlara daha çox texniki biliklərin çəkiləcəyinə icazə verəcəyəm, amma gördüyüm şəkildə - həqiqətən düzgün səslənməyən proqram təminatı ilə aparatdakı qüsurları düzəltməyə çalışırsınız.

# 5 OldManSky

Yaxşı, başqalarının dediyi kimi, kömək edəcək, amma.

Baxın, faktiki apochromatik olmayan sahələrə aid olan şey, bütün rənglər üçün eyni FWHM saxlaya bilməyəcəksiniz *. Filtr dəyişiklikləri arasında mümkün qədər tənqidi bir şəkildə yenidən işləsəniz də.

Sadəcə, mavi (ümumiyyətlə) və qırmızı üçün ləkə ölçüsü yaşıl üçün ləkə ölçüsündən daha böyükdür. Dövr. Tənqidi diqqət mərkəzində olsanız belə.

FPL-53 dubleti olan WO Z61, CA-nı azaltmaqda həqiqətən yaxşıdır. Ancaq mükəmməl deyil. Mavi ulduzlar nə olursa olsun qırmızıdan və ya yaşıldan daha böyükdür. Həmişə olacaqlar. Çox deyil, ancaq ulduzların ətrafında bir az mavi göstərmək üçün kifayətdir (ulduz nə qədər parlaq olsa, effekt o qədər pis olur). Kapsamın optikası sadəcə mavi işığı yaşıl (və ya qırmızı) qədər sıx bir şəkildə mərkəzləşdirmir.

# 6 dingxinyang

Yaxşı, başqalarının dediyi kimi, kömək edəcək, amma.

Baxın, faktiki apochromatik olmayan sahələrə aid olan şey, bütün rənglər üçün eyni FWHM saxlaya bilməyəcəksiniz *. Filtr dəyişiklikləri arasında mümkün qədər tənqidi bir şəkildə yenidən işləsəniz də.

Sadəcə, mavi (ümumiyyətlə) və qırmızı üçün ləkə ölçüsü yaşıl üçün ləkə ölçüsündən daha böyükdür. Dövr. Tənqidi diqqət mərkəzində olsanız belə.

FPL-53 dubleti olan WO Z61, CA-nı azaltmaqda həqiqətən yaxşıdır. Ancaq mükəmməl deyil. Mavi ulduzlar nə olursa olsun qırmızıdan və ya yaşıldan daha böyükdür. Həmişə olacaqlar. Çox deyil, ancaq ulduzların ətrafında bir az mavi göstərmək üçün kifayətdir (ulduz nə qədər parlaq olsa, effekt o qədər pis olur). Kapsamın optikası sadəcə mavi işığı yaşıl (və ya qırmızı) qədər sıx bir şəkildə mərkəzləşdirmir.

və hər kanalda fokuslanmağa gələndə hansı standartı qəbul etməli olduğumu düşünürəm? Dediyiniz kimi hər bir kanala diqqətimi cəmləşdirsəm, mavi ulduzlar həmişə digər 2-dən daha böyükdür, ancaq bir az odaklansam və digər 2-ni eyni ölçüdə etsəm, problem olmaz

# 7 OldManSky

Girdiyiniz üçün təşəkkürlər,

və hər kanalda fokuslanmağa gələndə hansı standartı qəbul etməli olduğumu düşünürəm? Dediyiniz kimi hər bir kanala diqqətimi cəmləşdirsəm, mavi ulduzlar həmişə digər 2-dən daha böyükdür, ancaq bir az odaklansam və digər 2-ni eyni ölçüdə etsəm, problem olmaz

Tamam, amma sonra bir az daha az mavi saçaq əvəzinə görüntünün daha az açıqlığı və ümumiyyətlə daha böyük ulduzları satırsınız. Sənin ixtiyarındadır, amma şəxsən bu bir mübadilə etmək istəmirəm.

# 8 dingxinyang

Daha çox optik təcrübəsi və biliyi olan şəxslərin məni düzəltməsinə icazə verərəm, amma deyərdim ki, bu problemi azaltmağa kömək edəcək, amma optiklərinizi apokromatik etməz.

Məlumdur ki, o qədər də rəng düzəldilməsə də, hər hansı bir yaxşı optik əhatə dairəsi ilə "Ha günəş əhatəsi" edilə bilər. Bunun səbəbi, qəbul edilən spektrin genişliyinin o qədər dar olmasıdır ki, bandpassın digər tərəfində və digər tərəfində qırılma miqdarı arasında az fərq var. Beləliklə, həddindən artıq həddə getsəniz və dar bant görüntüləmə etsəniz, haqlı ola bilərsiniz.

Bununla birlikdə, RGB ilə və əlbətdə L ilə, bant keçidi daha genişdir. Başqa sözlə, "mavi" nin digər tərəfi ilə, məsələn, ulduzlarınızda xromatik sapmaya yer var.

Üstəlik, ilk problemi endirə bilsəniz belə, fərqli rəngli ulduzlarınız varsa, bir-birlərinə düzgün şəkildə düzülməzdilər. Qeydiyyat prosesiniz bu yer dəyişdirmənin bir hissəsini həll edə bilər, ancaq bəlkə də bir qalıq ola bilər.

Həm də, ya da bəlkə də bu iki məsələ üzündən, eyni ulduzların müxtəlif filtrlərin arxasında eyni FWHM olacağına dair fərziyyənizi almıram. Ola bilər. Ancaq mən buna şübhə edirəm.

İki sentim.

Bunu niyə etmək istədiyinizi soruşa bilərəmmi? Bir apokromatik deyil, bir akromat refrakterlə görüntüləmə cəhdinizin olacağından şübhələnirəm.

Bunlar başqa şəkildə bərabərdirsə və ya onsuz da akromat varsa, açıq-aydın onu sınayın. Uğurlu ola bilərsiniz. Və ya bəlkə də deyil. Unutmayın, yeni bir şey alırsınızsa, apochromat, ehtimal ki, daha bahalı bir sahədir. Nəticədə, daha yaxşı tikinti, daha yaxşı fokusçu və daha yaxşı optik ilə birlikdə gələn digər şeyləri əldə edəcəksiniz. Belə ki. rəng sapması performansı yalnız bir fikir ola bilər.

Alex

. əslində bir fsq106 almışdım, amma hələlik əlimə gəlməyib, bəlkə də bir neçə ay gözləmək lazımdı

əvvəllər 1 il apo (Sharpstar 107ph) oynayırdım, amma həmişə dediyiniz kimi, bütün sahədəki dəhşətli rəng düzəlişlərini tapa bilərəm ki, bu da Yaponiyadan bu oyuncağa 5 min ABŞ dolları sərf etmək üçün tətiyi çəkməyə məcbur edir.


Maye atmosfer dispersiyası düzəldicisi

Atmosfer dağılımının astronomik alətlərə təsiri yaxşı məlumdur. 1, 2 Nəhəng Magellan, Otuz Metr Teleskop və Avropa Çox Böyük Teleskop kimi son dərəcə böyük teleskoplar, 3, 4, havanın qırılma indeksinin dalğa boyu asılılığından irəli gələn bu fenomenin düzəldilməsini tələb edir. Tipik yüksəkliklərdə müşahidə olunan ulduz şəkillərinin bir neçə yay saniyəsi sırası ilə uzanmış görünməsinə səbəb olur, çünki fərqli dalğa uzunluqları atmosferdən bir az fərqli yollar keçir. Görünən ölçüdə dəyişiklik atmosfer təlatümündən təsirlənmiş bir görüntü ilə müqayisə olunur və uyğunlaşma optiki ilə əldə ediləndən daha aşağı bir görüntü keyfiyyəti ilə nəticələnir.

Ənənəvi atmosfer dispersiyası düzəldiciləri (ADC) iki və ya daha çox cüt şüşə prizmadan hazırlanır. Onların tikilməsi çox həcmlidir və bahalıdır və fərqli yüksəkliklərdə düzəliş əldə etmək üçün motorlu olmalıdırlar. Xüsusilə ultrabənövşəyi UV-də udma itkisi qaçılmaz olaraq gətirən çaxmaq eynəklərə ehtiyac var və bu itkilər teleskopun ölçüsü ilə ölçülür. Çox obyektli spektroskopiya üçün atmosfer dağılımı üçün fokus səthinin yalnız kiçik və ayrı-ayrı hissələrinin düzəldilməsi lazımdır, buna görə yerləşdirilə bilən vahidlərdə quraşdırılmış çoxsaylı kiçik ADC-ləri nəzərdən keçirə bilərik. Bununla birlikdə, çox sayda fərdi düzəldicinin miniatürləşdirilməsi, motorlaşdırılması və idarə edilməsinin mürəkkəbliyi bizi passiv həll yolları axtarmağa təşviq etdi. Quruluşu sadələşdirmək üçün Sorokin və iş yoldaşları, dispersiya düzəldicisi olaraq bir cüt maye istifadə edən bir maye atmosferi dispersiyası düzəldicisi (FADC) təklif etdilər. 5 Ancaq dizayn detallarını və performansını təqdim etmədilər.

Bir FADC, teleskop fokus müstəvisinə çox yaxın yerləşdirilmiş kiçik bir şüşə qabda qarışıq olmayan bir cüt maye istifadə edir: bax Şəkil 1. Mayelər iki maye prizma əmələ gətirir. Teleskop optik oxuna normal yerləşdirildiyi üçün, iki mayenin interfeysi cazibə qüvvəsi ilə üfüqi vəziyyətdə saxlanılır. Maye prizmalarının zirvəsi avtomatik olaraq teleskop zenit bucağına uyğunlaşır. Potensial olaraq Avstraliya Astronomiya Rəsədxanasının & lsquoStarbugs & rsquo 6 kimi müstəqil yerləşdirilə bilən bölmələrin hər biri hər bir hədəf obyekti üçün düzəliş təmin edərək öz FADC-sini daşıyırdı.


FADC-də istifadə olunan mayelərin xüsusi optik və fiziki xüsusiyyətləri olmalıdır. Mayelərin qırılma indeksini seçirik ki, FADC teleskopun fokusundan əvvəl yerləşdirildikdə bir dalğa uzunluğu (bu halda 587.6nm) qırılmadan ötürülə bilər: bax Şəkil 2 (a). İki mayenin fərqli dispersiya xüsusiyyətləri vardır və bu səbəbdən də teleskop müxtəlif hündürlüklərdə fərqli ulduzları müşahidə etmək üçün fırlandıqda maye prizmalar dinamik şəkildə işləyə bilər. Ümumiyyətlə, üzvi və ya qeyri-üzvi kimyəvi maddələrin dispersiya xüsusiyyətləri zəif sənədləşdirilmişdir. Üzvi və qeyri-üzvi kimyəvi maddələr üçün qırılma indeksləri və dispersiya xüsusiyyətləri daxil olmaqla optik xüsusiyyətlərin bir məlumat bazası hazırladıq. 7 Bu verilənlər bazasından xüsusiyyətlərini doğruladığımız iki kimyəvi maddəni (anizol və 1-tiogliserol) müəyyən etdik və onları Cassegrain teleskopunun dispersiyasını düzəltmək üçün FADC-də istifadə etdik. Onların qırılma göstəriciləri müvafiq olaraq 587.6nm-də 1.517 və 1.524-dür (helyumun udma xətti və astronomik optik üçün ümumi dalğa uzunluğu göstəricisi). Kimyəvi maddələr, qırılma göstəricisi və mdashare 30.38 və 46.39 ilə əlaqəli olaraq 'Abbe number & mdasha material of dispersion of material' dispersion, with the higher value with the following dispersion.


Siding Spring Rəsədxanasında 3.9m İngilis-Avstraliya Teleskopundan (AAT) istifadə edərək göydə FADC nümayişi etdik. 8 İstifadə olunan rəngli CCD kamera, FADC'yi CCD çipinə yaxın yerləşdirməyimizə imkan verən, 1024 & times768 maneəsiz piksel massivinə sahib bir IDS UI-2230SE-C'dir. FADC hüceyrəsini və kameranı AAT-ın Cassegrain fokusuna yerləşdirdik: bax Şəkil 2 (b). Göydəki nümayişi teleskopun alatoranlıq vaxtı həyata keçirtdik və bu səbəbdən müəyyən bir ulduzu fərqli zenit açılarında izləmədik. Bunun əvəzinə, fərqli bucaqlarda altı fərqli ulduzu müşahidə etdik və atmosfer təsirlərini azaltmaq və görüntü çözünürlüğünü artırmaq üçün qısa pozlama ilə yüksək sürətli bir kamera istifadə edərək meydana gətirilən ləkə şəklinin bir növü olan Lucky Images istehsal etdik. Hər bir ulduz üçün yerində FADC olan və olmayan 2000 kvadrat video çəkdik (saniyədə 30 kadrda 66 saniyə). Veriləri təhlil etmək üçün AviStack emal sistemi vasitəsilə videonun ən yaxşı 10 kadrını çəkdik. Bu yüksək çözünürlüklü Şanslı Şəkillərdən mavi, yaşıl və qırmızı pikselləri çıxardıq və hər rəng üçün ulduzun santroidini götürdük. AATS-in f / 8 lövhə şkalasından çıxarılan 0,031arcsec / piksel piksel şkalasından istifadə edərək arkseklərdə dispersiyanın uzunluğunu hesabladıq. Şəkil 3, FADC olmadan və FADC ilə birlikdə 7 & deg, 33 & deg ve 52 & deg zenit açılarında kəsilmiş Lucky Imaged ulduzlarını göstərir. Hər bir şəkil ölçüsü 200 & dəfə 200 pikseldir. FADC-nin dispersiyanı səmərəli şəkildə düzəltmək üçün çox yaxşı işlədiyini nümayiş etdirirlər.


Xülasə olaraq FADC-nin atmosfer dispersiyasını hərəkətli hissələr olmadan passiv şəkildə düzəldə biləcəyini göstərdik. Bu konsepsiya yeni nəsil son dərəcə böyük teleskoplar üçün yaxşı bir həll yolu kimi potensialı göstərir. Göydəki FADC nümayişi yalnız görünən dalğa uzunluğu aralığında düzəldici qabiliyyət nümayiş etdirsə də, bu rəngli CCD kameranın spektral reaksiyası ilə məhdudlaşdı. İndi FADC-ni daha geniş bir dalğa boyu aralığında sınamaq üçün çalışırıq. Fərqli spektral aralıklarda tətbiq üçün daha çox maye axtarırıq və fərqli sistemlərin tələblərinə cavab vermək üçün müxtəlif ölçülü FADC dizayn edirik.

Jessica Zheng, əsas tədqiqat marağı yeni texnologiya inkişafı olan bir alət alimi.


Atmosfer qırılması

İşıq şüalarının atmosferdəki düz bir yoldan sapması (normal olaraq hava sıxlığında dəyişiklik olduğu üçün) bilinir atmosfer qırılma.

Yerin yaxınlığındakı atmosfer qırılması ilıqlar əmələ gətirir, yəni məsafədəki cisimlərin yüksək və ya endirildiyi, parıldaması və ya dalğalanması, uzanması və ya qısaldılması və s.

Gecə, ulduzlar parıldayır, bunun səbəbi həm də atmosferdəki qırılmalardır.

Atmosferdəki qırılma səbəbindən Günəş görünən olaraq qalır və həqiqi gün batandan 2 dəqiqə sonra və gün çıxmazdan təxminən 2 dəqiqə əvvəl (aşağıda göstərilən şəkilə baxın).


Atmosfer Dağılımını Düzəldici barədə tövsiyələrə ehtiyac var

Planet görüntüləmə üçün bir ADC satın almağı düşünürdüm, lakin daha yüksək f nisbətli "yavaş" sahələrdə daha təsirli olduğunu oxudum. Bir f / 4.9 203mm (8 düym) nyutianim var. EQ montajında ​​bir ADC istifadə etməyin çətin olduğunu başa düşürəm ki, bu da həll etmək istədiyim bir şeydir. Yalnız hər kəsin ADC-ni daha sürətli sahələrdə istifadə etmək təcrübəsi olub olmadığını və xüsusən görüntüləmə üçün hər hansı bir fayda verdiyini öyrənmək istəyirəm.

# 2 CygnusBob

Planet görüntüləmə edirsinizsə və incə detallar əldə etmək istəyirsinizsə, ehtimal ki, olduqca yüksək f nisbətinə ehtiyacınız olacaq. ADC-lər optik sistemə astiqmatizmi daxil edəcək paz prizmalarından istifadə edirlər. F nisbəti nə qədər yüksək olarsa, yaradılmış astiqmatizmin miqdarı o qədər az olur. Hansı kameradan istifadə edirsiniz və piksel ölçüsü nədir?

# 3 AldebaranWiskey

Planet görüntüləmə edirsinizsə və incə detallar əldə etmək istəyirsinizsə, ehtimal ki, olduqca yüksək f nisbətinə ehtiyacınız olacaq. ADC-lər optik sistemə astiqmatizmi daxil edəcək paz prizmalarından istifadə edirlər. F nisbəti nə qədər yüksək olarsa, yaradılmış astiqmatizmin miqdarı o qədər az olur. Hansı kameradan istifadə edirsiniz və piksel ölçüsü nədir?

Bir zwo asi290mc istifadə edirəm, piksel ölçüsü 2.9um. "5x piksel ölçüsü" baş qaydası ilə mən f / 14.5 ətrafında istifadə etməliyəm və 3x barlow ilə f / 14.7 civarındayam. ADC-nin görüntü qatarına daxil edilməsi f / nisbətini dəyişdirirmi?

# 4 Dan Crowson

Günəş Sistemi Görüntüləmə Forumunda bu daha çox cavab ala bilər. Məni oraya köçürməyimi istəyirsənsə, mənə bildir.

# 5 AldebaranWiskey

Əlbəttə, bunun kömək edəcəyini düşünürsənsə. Təşəkkür edirəm Dan

Günəş Sistemi Görüntüləmə Forumunda bu daha çox cavab ala bilər. Məni oraya köçürməyimi istəyirsənsə, mənə bildir.

# 6 CygnusBob

Bu, 2.9 mikron pikselə sahib olan monoxrom bir kamera olsaydı, 12 f (500 nm) nisbətində kritik seçmə əldə edə bilərsiniz. Ancaq fərqli rəng filtrləri olan Bayer pikselli bir rəng kamerası olduğundan kritik seçmə üçün 18 nisbətində bir f nisbətini təxmin edərdim. Ancaq buna tam vurmaq lazım deyil. Beləliklə, sizə f / = 14.7 verən 3X Barlow sağ səslənir. Bu tənzimləmə, Barlowun ADC-yə qoyulduğu müddətdə bir çox astiqmatizm yaratmayacaqdır. Bununla gedərdim.

ADC sistemin f nisbətini dəyişdirməyəcəkdir.

# 7 RedLionNJ

Bu, 2.9 mikron pikselə sahib olan monoxrom bir kamera olsaydı, 12 f (500 nm) nisbətində kritik seçmə əldə edə bilərsiniz. Ancaq fərqli rəng filtrləri olan Bayer pikselli bir rəng kamerası olduğundan kritik seçmə üçün 18 nisbətində bir f nisbətini təxmin edərdim. Ancaq buna tam vurmaq lazım deyil. Beləliklə, sizə f / = 14.7 verən 3X Barlow sağ səslənir. Bu tənzimləmə, Barlowun ADC-yə qoyulduğu müddətdə bir çox astiqmatizm yaratmayacaqdır. Bununla gedərdim.

ADC sistemin f nisbətini dəyişdirməyəcəkdir.

Uğurlar.

ADC boşluqla sensor arasında tətbiq olunan əlavə boşluq f-nisbətini artıracaq. Bunu kompensasiya etmək üçün daha az güclü bir Barlow (və ya PowerMate) düşünmək istəyə bilərsiniz.

# 8 charotarguy

Baronun i-qatarda harada yerləşməsi vacibdir? Reklamdan əvvəl və ya sonra?

# 9 PiotrM

Baronun i-qatarda harada yerləşməsi vacibdir? Reklamdan əvvəl və ya sonra?

# 10 AldebaranWiskey

Yanlış.

ADC boşluqla sensor arasında tətbiq olunan əlavə boşluq f-nisbətini artıracaq. Bunu kompensasiya etmək üçün daha az güclü bir Barlow (və ya PowerMate) düşünmək istəyə bilərsiniz.

Tamam, bunun mənası var, amma gəlin riyaziyyatı sınayaq.

ADC-dəki xüsusiyyətlər bədənin 30 mm uzunluğunda olduğunu söyləyir. (bunun qatara əlavə ediləcəyi və ya adapter burnunu ehtiva etdiyinin həqiqi sahəsi olub-olmadığına əmin deyiləm, ancaq nümunə olaraq aralığı düşünək.) Mənim yerli fokus məsafəm 1000 mm, güzgü diametri 203 mm-dir. beləliklə 1000/203 = f / 4.9

ADC-nin 30 mm aralığına əlavə etsəm, 1030/203 = f / 5.1 alıram, 30 mm əlavə edərkən çox dəyişiklik olmur

Beləliklə, bir 3x barrow istifadə etsəm, f / oranım 3 * 5.1 = f / 15.3 olacaqdır

və 2x boşluqdan istifadə edərək f / nisbətim 2 * 5.1 = f / 10.2 olacaqdır

Bu düzgündür, yoxsa burada nəyisə itirirəm?

# 11 CygnusBob

Bəli, ADC yerində olduqda əlavə yer var (30 mm-lik gövdədən deyil, optik yoldan bəhs edirəm), ancaq f nisbətini dəyişdirmir. Bunu bir ADC ilə və onsuz bir f10 SCT optik dizayn proqramından istifadə edərək yoxladım. F rəqəmi dəyişmədi.

Əlavə boşluq optik sistemə bir filtr və ya pəncərə əlavə edildikdə baş verənlərə bənzəyir. Əlavə boşluq T * (n-1) / n ilə verilir, burada T filtr qalınlığı və n qırılma göstəricisidir. ADC vəziyyətində qalınlıq iki paz prizmasının bir-birinə qarşı qalınlığıdır. 4 dərəcə bir paz prizmasına nümunə olaraq prizmaların qalınlığı ola bilər

Əlavə uzunluq 8 mm olacaq

ADC Barlow lensindən sonra yerləşdirilməlidir. Daha əvvəl etsəniz, əhəmiyyətli bir miqdarda astiqmatizm olacaqdır.

CygnusBob tərəfindən redaktə edilmişdir, 12 İyul 2018 - 17:58.

# 12 Kokatha adamı

Bob - Burada A / W-yə kömək etməyə çalışdığınıza hörmət edirəm, amma burada yeni gələn olduğunuzu da hiss edirəm. (bu, əlbəttə ki, planet görüntülərində köhnə bir mütəxəssis olmadığınız anlamına gəlmir, ancaq işinizi istədiyiniz zaman gördüyümü xatırlaya bilmirəm.)

Buradakı insanlar bu görüntü qatarları ilə 24/7 işləyirlər və baroddan sonra görüntü qatarının uzunluğuna hər hansı bir əlavə əlavə olunur (hər hansı bir barlow) əlavə uzunluq əlavə etməli və barlowun gücləndirilməsini dəyişdirməlidir və buraya uyğun olaraq f / l: http: //www.televue .c. = 52 & ampTab = _foto

Bu vəziyyəti minimuma endirmək üçün bir neçə nümunə göstərsəm də, əlavə komponentlərdə birləşmədən bir ADC-ni qatara yerləşdirə bilmək nadirdir. Bazardan sonrakı bir fokusçunun planetar görüntüləmə üçün vacib olduğu bir çox / əksər SCT ilə, arxa fokusun şəkli yenidən barrow lensə atması üçün dəyişdirmə lazım olduğunu və buna nail olmaq üçün birincil-ikincil aralığı dəyişdirməyin lazım olduğunu unutmayın. f-nisbətini də təsir edəcəkdir.

Sevindirici haldır ki, OP yalnız öz cibisi ilə diqqət mərkəzində olacağından əmin olmalıdır.

Əksər kəlləbəndlər yuxarıdakı linkdəki Televiziyalara bənzər bir gradienti izləyir.

Əlbəttə, ADC-dən sonra boşluq yerləşdirməkdə haqlısınız, xüsusən də OP-lər qısa bir yerli f / l ilə.

Mövcud kameraların bir çox hissəsinin sensorlarındakı daha kiçik piksel ölçüsünü nəzərə alsaq, bu vəziyyətlər bəzən olduqca kritik olur. ASI290 bunlardan biridir.

# 13 CygnusBob

Bəli, Barlow-dan kamera sensoruna qədər olan məsafəni dəyişdirmək və daha sonra obyektivi Barlow məsafəsinə dəyişməklə bir ADC-nin olub-olmamasından asılı olaraq sistem f nömrəsini dəyişdirəcəkdir. Lakin Barlow məsafəsinə hədəf müəyyən edildikdən sonra, bir ADC əlavə etmək f rəqəmini dəyişdirməyəcəkdir. ADC dizaynı kobud şəkildə istifadəçini Barlow'u görüntüləmə məsafəsinə dəyişdirməyə məcbur edə bilər. İdeal olaraq, zəruri böyüdücü faktorla nəticələnəcək bir sensör məsafəsi üçün bir Barlow seçər və sonra lazım olan boşluqları necə tapacağınızı düşünərdiniz. Bunu etmək çox çətindirsə, fərqli bir fokus məsafəsi olan fərqli bir Barlow lensi seçin ki, bu da Barlow-dan sensor məsafəsinə düzəldilməsindən daha asan ola bilər.

# 14 Kokatha adamı

. Həqiqətən, orada nə deməyə çalışdığına tam əmin deyiləm Bob - sadə həqiqət budur ki, məsafəyə sensor məsafəsinə nə qədər məsafə əlavə edilsin, həm barlowun gücləndirilməsi / gücü / vurma faktorunu təsir edir və bu səbəbdən f / nisbəti əhatə dairəsidir tam dayanacaqda işləyir.

Planet görüntüləmə ilə məşğul olan hər kəsin bildiyi bu məsələdir. tez-tez gətirilən 5 dəqiqəlik hər hansı bir kameranın piksel ölçüsünə ("ASI290MM üçün f15 təqribən, baxmayaraq ki, bu bir müddət əvvəl şəxsən burada nümayiş etdirdiyim çox çevik olmasına baxmayaraq)" ölçülü "əsas qayda" ya gəlməyə çalışıram. Fərqli gücləndirmə təmin edən çubuqlar bir qədər məhduddur. əvvəllər də dediyim kimi bunun üçün bir neçə variantı tez-tez sadaladım. ən sadə olan bir çox mülkiyyətdə olan barlovların yalnız lens elementindən istifadə etmək.

Bu məsələni məhdud bir nəzəri şüurlu bir real praktik təcrübə olmadan həll etməyə çalışdığınız təəssüratını alıram Bob - səhv etsəm də üzr istəyirəm, amma sadəcə gözardı olunmayan fiziki praktiklər var!

# 15 ToxMan

Siz yolundasınız. kiçik detallara qarışmayın.

3x barlow istifadə edin. həqiqətən görmə qabiliyyətinin özünü göstərməsi halında başqa bir barloya, yəni 4x-yə sahib olmaq zərər vermir. Elastiklik kömək edir.

Newtonian üçün ADC-nin bir ekvatorial dağda qurulması burada tapa bilərsiniz: http: // skyinspector. - düzəldici - əlavə

Şəxsən mən bu cihazlardan nifrət edirəm. Ancaq imic qatarında bir dənə var.

BTW, ekran adının arxasında bir hekayə varmı?

# 16 Tavi F.

- Bir ADC düzəldicisinin istifadəsinin zəruriliyi haqqında bilmək lazım olan əsas şey bu cihazın müşahidələri (əyani və ya fotoqrafiya) oxdan kənar olmasına məcbur etməsidir. Beləliklə, düzəldici konkret hədəf və ya sistem üçün xas olan sapmaların miqdarını qoruyur (əksinə, bir qırışdır, bir güzgü newtonian və ya iki güzgü cassegrain) və onu faydalı baxış sahəsində istifadə etməyə gətirir.
- Lazım olan düzəliş miqdarı, cisim göydə aşağı düşdükcə artır (bu açıqdır).
- Müəyyən bir hədəfin fokus məsafəsi ilə göydəki obyekt üçün yüksəkliyin növbəsində, lazım olan açısal düzəliş hədəfin fokus məsafəsi ilə birbaşa mütənasib olaraq artır, bu da dolayısı ilə oxdan kənar hündürlüyün (və ya bucağın) fokus uzunluğuna eyni birbaşa mütənasib nisbətə hörmət edin. Buna görə də uyğun bir dizayn Dall-Kirkham, DK-nın birincili ilə eyni f-nisbətində paraboloidal əsas güzgü ilə bənzər ölçülü bir newtonianı geridə qoyacaqdır. Çünki DK eyni verilmiş bucaq üçün oxdan kənarda (daxili dizaynla) bir Nyutondan daha yaxşı performans göstərir.
- Bir ADC düzəldicisi üçün klassik ticarət həlli, düzəldilməni 0-dan maksimuma qədər artıraraq bir-birinə nisbətən döndürülə bilən iki paz diskidir. Həm də çuxur düzəldilməsi dəyişən düzəliş xəttinin şaquli olacağı fokusda döndərilə bilər.
- Hər iki prizma eyni olduqda, bir paz diskinin bucağının düzəlişə nəzəri təsiri yoxdur. Yalnız maksimum düzəliş daha yüksək və ya aşağı olacaq. Daha yüksək ("normaldan") iki güzgü sistemi üçün (fokus uzunluğu 7..8 metrdən çox olan böyük cassegrains) daha yüksək dəyərlərə ehtiyac ola bilər. Praktik cəhətlərdən biri istək düzəltməsini əldə etmək üçün düzəlişin həssaslığıdır.

- Nəhayət, prizmatik qrupun gücünü (vahid kimi) artırmaqla deyil, prizma ilə fokus müstəvisi arasındakı məsafəni dəyişməklə fokus müstəvisində lazım olan xətti düzəlişin dəyişdirilməsinin başqa bir ehtimalı var. içərisində eksenel hərəkəti olan yalnız bir paz diskindən (prizmadan) istifadə etmək! Bu həll ən optikdir, sıfırdan başlamadığı yeganə çatışmazlığı var, amma buna ehtiyac yoxdur. istifadə üçün xüsusi bir planet teleskopunuz varsa. İki dərəcə bir prizmatik disklə ADC düzəldicisi kimi istifadə etdiyim budur.

# 17 CygnusBob

ADC ilə müəyyən praktik təcrübəm var. Uzunlamasına bir dizayndan istifadə edən bir DIY ADC qururam. Fırlanan paz prizması dizaynından istifadə edərək satılan ADC-lərin çoxunu sevmirəm. Onları sevməməyimin səbəbi, türbülansın varlığında onları tənzimləmək çətindir. Uzunlamasına dizaynla, müşahidə etdiyiniz planetin yüksəklik açısını bilmək lazımdır. Daha sonra ADC-də bir tərəzi istifadə edərək birbaşa bu bucağı təyin edirsiniz. Düzgün bir tənzimləmə əldə etmək üçün görüntülərə baxmaq və ya bir okula qoymaq da lazım deyil. Yaxşı olardı ki, bəzi satıcılar bu tip ADC satışına başlasınlar.

Bu ADC-ni Astronomiya Technology Today-də "İstifadəsi asan bir atmosfer dağılımı düzəldicisi" adlı bir məqalədə təsvir etdim, Cild 8 Sayı 4 İyul-Avqust 2014.

CygnusBob tərəfindən redaktə edilmişdir, 13 İyul 2018 - 10:33.

# 18 PiotrM

Yaxşı, lazım olan düzəliş səviyyəsi atmosfer şəraitindən də asılıdır. Sonrakı gecələr var idi, eyni planetin yüksəkliyində fərqli ADC parametrlərindən istifadə etdim. ADC-ni əvvəlcədən qura biləcəyinizə və həqiqi tənzimləmə olmadan mükəmməl bir düzəliş əldə edə biləcəyinizə şübhə edirəm.

ADC qurulmasının qarşısını alan bir qarışıqlıq varsa, görüntüləmə də mənasızdır - bu həqiqətən böyük və nəzərə çarpan bir şey olmalıdır.

# 19 AldebaranWiskey

Müzakirə üçün təşəkkürlər, insanlar! Mən köməyi qiymətləndirirəm. Məsləhətlərinizi nəzərə alacağam. Davam edib ADC ilə sınaqlara başlayacağam və görüntüləmə üçün ondan nə kimi istifadə edə biləcəyimi görüm. Əgər xoşuma gəlmirsə, vizual müşahidələr üçün və ya gələcəkdə fərqli bir sahə üçün lazımlı olacağına əminəm.

(ToxMan - Bu, sadəcə Star Trek kainatından qondarma bir viskidir. Adı Star Trek’dən gələn nəsildəki komik bir səhnədəndir, Data və Picard Scottie ilə bir şüşə içki paylaşırlar. Düşünürəm ki, epizod “Əmanətlər” adlanır. http: // yaddaş-alfa. debaran_whiskey)

# 20 Kokatha adamı

Bob - əvvəlcə bəzi (mümkün) ambisiyalar üçün üzr istəməyiniz, ADC ilə "nəzəri və praktik" məlumatlılığınız / iştirakınız barədə şərhlərimi yenidən açıqladı - açıq-aydın bunlarda çox praktik bir məlumatınız var!

Ancaq görüntü qatarındakı boşluq məsələsi, ADC & amp hər hansı bir əlaqələndiricinin barlowa davam etdiyi yerdə şəkil tərəzilərini nəzarət altında saxlamağa davam edir və bu da demək olar ki, hər dəfə baş verir.

Həqiqətən, ADC və amp kamera sensoru arasındakı məsafənin artırılması (istifadəsi və istifadəsi) (ən azı ümumi paz çeşidi ilə) arasında məsafənin artırılması barlowdan sensora qədər məsafənin artırılması daha da böyük bir problem oldu. lakin əlbəttə ki, aşılmaz deyil.

Şərhlərinizi və amp ADC istifadənizi qiymətləndirirəm, ancaq Piotr-un dediyi kimi, bu vəziyyətdə yəqin ki, görünüşə dəyməz - mən tez-tez burada yoxsul görmə şəraitində görüntünün mənasızlığı barədə danışıram, baxmayaraq ki, bəzi insanların qiymətləndirməyinə baxmayaraq onları görüntüləməkdən çəkindirir. hamısı. belə bir nöqtədir.

Yaxşı giriş də Tavi: son abzasınızda əsas fokus müstəvisindən (yəni obyektiv / lens / güzgüdən) danışırsınız və ya hər hansı bir boşluqdan sonra ona (yəni sensora) istinad edirsiniz.

Ümumilikdə bəzi maraqlı məqamlar - A / W, "ADC ilə təcrübə aparmaq" həqiqətən sizin irəliləyişinizdir və mən onların istifadəsini aşağı əlamətlərdə təsdiqləyirəm.

# 21 CygnusBob

Bəli, qarışıqlıq çox böyükdürsə, buna bir gecə də deyə bilər.

Bununla birlikdə, fırlanma dizaynında tənzimləməni bir az daha çox cəlb edən başqa bir məsələ var. 2 prizma hər ikisi dönməlidir. Biri saat yönünde, digəri saat yönünün əksinə. Fikir iki prizma arasındakı simmetriya müstəvisidir (optik olaraq) şaquli istiqamətdə olmalıdır. Başqa sözlə, bir prizma saat istiqamətində 23 dərəcə döndürülürsə, digər prizma saat yönünün əksinə 23 dərəcə çevrilməlidir. Bu bir refrakter və ya bir SCT üçün düz irəliləyir, ancaq bir Nyuton üçün bu belə deyil, çünki "şaquli" istiqamət bir okula baxdığınız zaman şaquli görünən istiqamətdir. İdeal olaraq bu fırlanma dişli mexanizmlə həyata keçirilməlidir ki, bərabər və əks dönmə avtomatik olaraq baş versin. Ötürücü mexanizmi olan olduqca bahalı bir ADC var, lakin daha ucuz modellərdə bu xüsusiyyət yoxdur.

CygnusBob tərəfindən redaktə edilmişdir, 14 İyul 2018 - 12:30.

# 22 John Boudreau

Yes, If the turbulence is too great one might just as well call it a night.

However, there is another issue with the rotary design that makes the adjustment a bit more involved. The 2 prisms must both rotate. One clockwise and the other one counterclockwise. The idea is the plane of symmetry between the two prisms should be in the vertical direction (optically). In other words if one prism is rotated by 23 degrees clockwise the other prism should be turned 23 degrees counterclockwise. This is straight forward for a refractor or an SCT, but for a Newtonian it is not, because the "vertical" direction is the direction that appears vertical if you were looking into an eyepiece. Ideally this rotation should be accomplished with a gearing mechanism, so that the equal and opposite rotations occur automatically. There is an rather expensive ADC that has does have a gearing mechanism, however the cheaper models do not have this feature.

Aries Optical has made at least 2 runs of a geared Risley Prism-type ADC--- one from the 2nd run was my first ADC, and I still own it. The latest Pierro-Astro (MkIII) introduced earlier this year is also geared:

For years I had assumed only a vertical direction to atmospheric dispersion. Except for rare instances, I had been using only monochrome cameras, and was making the ADC adjustment visually with an eyepiece parfocal to the camera. Many of the basic tutorials here on CN were posted by me, and as more people started using ADCs FireCapture camera capture software introduced an interesting and quite effective ADC adjustment tool (only works with color cams). Several people noted that their best adjustment via the FireCapture tool did not result from equal spacing of the ADC prism levers (Kokatha man was one of the first to mention this to me). Then during a particularly strong jetstream here in the northeast USA, it happened to me during use of my color cam--- proper dispersion correction was noticeably offset from the vertical. Turns out this can happen if there's enough air in lateral motion as seen by the observer. Since then, I've seen as much as about a 15° offset! Now, when I mention ADC adjustment I tend to mention that dispersion usually occurs along a vertical line from the horizon. Also, I agree with a point made by Piotr here--- I have seen different ADC lever adjustments with the target at the same altitude on different nights where the humidity was noticeably different. Perhaps this isn't as common in typical conditions in Nevada.

The Aries ADC required periodic rotation within the focuser as the target moves across the sky with an equatorial mount. The new Pierro Astro MkIII's whole geared prism section can be rotated within the unit's main body for a number of hours to allow resetting the unit horizon/dispersion reference without loosening the focuser to reset the unit. It's the neatest overall design I've seen so far.


V. Discussion

There are numerous elements that contribute to the accuracy with which the residual dispersion can be measured and subsequently corrected for. Some terms limit the ability to measure the residual dispersion, while other dynamical terms limit the ability to correct the dispersion. Here we highlight some terms that should be considered for future implementations of this method. The presence of strong aberrations is one example of a limitation to the measurement accuracy. Telescope vibrations and the LWE blur out the speckles, making it difficult to precisely locate the PSF core and the radiation center at times. From these two locales the residual dispersion can be determined and hence if there are errors associated with finding them, this will effect the measurement accuracy of the residual dispersion.

Thus far we have only addressed the static component of the atmospheric dispersion, however, another important limitation to the measurement accuracy comes from the chromatic component of atmospheric tip-tilt, which results in a dynamic variation in the dispersion. Atmospheric dispersion creates a small tip-tilt in the science path assuming a perfect correction of tip-tilt in the wavefront sensing path. This can be measured by a coronagraphic low order wavefront sensors (LOWFS) and corrected by driving the DM. However the atmospheric dispersion within the science band is not addressed by the coronagraphic LOWFS.

The amplitude of dispersion due to atmospheric tip-tilt can be estimated based on seeing measurements. Assuming a Kolmogorov profile for the turbulence, the atmospheric tip-tilt RMS amplitude is ≈ 93 % of the total seeing. Since the median seeing for Maunakea is 0.66 arcsec RMS, the tip-tilt from atmospheric turbulence is 0.61 arcsec RMS. From a model of the refractive index of the atmosphere, the change in the refractivity of air is about 2 % from the visible ( 500 nm) to the NIR ( 1500 nm), 0.077 % across H-band ( 1.5 − 1.8 μ m ) and 0.043 % across K-band ( 2.0 − 2.4 μ m ) alone (Ciddor, 1996) . The amplitude of the resulting dynamic dispersion is given by the variation of refractivity across the science band multiplied by atmospheric tip-tilt at the sensing wavelength. On Maunakea, the H-band dynamic dispersion due to atmospheric tip-tilt will then be 0.61 ′ ′ × 0.00077 = 0.47 mas RMS, 0.26 mas in K-band and 3.14 mas in y-H band. As current ADCs are slow and not designed to correct for such fast variations, these are currently not addressed. However, by observing for much longer than the atmospheric coherence time (several seconds) this effect can be greatly reduced as the mean dispersion, which is the static component, can be well corrected as demonstrated in this paper. It is important to consider the cadence and exposure time of acquisition images used to measure the residual dispersion to ensure that the dynamic component does not affect the measurement of the atmospheric dispersion (static component).

For ELTs, the diffraction limited PSF will be ∼ 6 – 8 mas at 1 μ m. As explained in Devaney et al. (2008) , a tip-tilt error of 1 mas RMS will reduce the Strehl ratio by a factor of 0.82. This limitation can be overcome by performing faster measurements and corrections, which are at present limited by the rotational speed of ADC prisms. An error budget study of the temporal variation of dispersion due to atmospheric tip-tilt needs to be carried out for future ADC designs to address the dynamic component of the dispersion.

The work presented in this paper was carried out at a demonstration level. Due to poor sensitivity of our internal NIR camera, all the targets observed were bright so that photon and readout noise was not a problem. This made the correction gain for closed-loop independent of stellar magnitude (limiting magnitude was not a problem). The measurement of dispersion is dependent on the brightness of the satellite speckles. The limiting stellar magnitude is set by the ExAO loop of SCExAO and AO loop of AO188, which are limited to magnitude 8 to 10 stars for wavefront sensing. In the case of faint targets a longer exposure could be used, but in such a case only the static part of the atmospheric dispersion could be measured. At present, the measurement algorithm relies on very broadband light (y to H-band), in order to improve the measurement accuracy. Since most high-contrast coronagraphic observations are performed over a single band at a time, the algorithm would need to be modified to work over this narrower bandwidth (see introduction for high-performance coronagraphy requirements). The impact of reducing the bandwidth (for example to just H-band) on the accuracy of dispersion measurement would need to be carefully investigated. However, if an IFS such as Coronagraphic High Angular Resolution Imaging Spectrograph (CHARIS)) (Groff et al., 2016) could be used, it would allow for very accurate extraction of the satellite speckles as a function of wavelength to enable precise measurement of residual dispersion. This would be one avenue to reduce the slow-varying (static) component of atmospheric dispersion even further.


When are wedge prisms used to correct chromatic effects of atmospheric refraction? - Astronomiya

Often, astronomers use additional optics between the telescope and their detector. These, in conjunction with a detector, make up an instrument .

Before going into specifics, consider the effect of placing optics at different locations within an optical system, like a telescope.

Optics placed in or near a focal plane will affect images at different field angles differently. Optics in a focal plane will not affect the image quality at any given field angle however, such optics might be used to control the location of an image of the pupil of the telescope.

Optics placed in or near a pupil plane will affect images at all field angles similarly, and will have an effect on the image quality.

Another important general consideration: throughput! All surfaces lose light at some level .

In many instruments, lenses are used rather than mirrors: they can be cheaper and lead to more compact designs. Recall, however, that when lenses are used, chromatic effects will arise, because the index of refraction of glasses changes with wavelength. While they can often be minimized by the use of use of multiple elements to make achromatic combinations, they are not always negligible. In particular, if an instrument is used at multiple wavelengths, some refocussing may be required.

As we've discussed, all standard two-mirror telescopes have curved focal planes. It is possible to make a simple lens to correct the field curvature. We know that a plane-parallel plate will shift an image laterally, depending on the thickness of the plate. If we don't want to affect the image quality, only the location, we want the correcting element to be located near the focal plane.

Consequently, we can put a lens right near the telescope focal plane to flatten the field. For a field which curves towards the secondary mirror, one finds that the correct shape to flatten the field is just a plano-concave lens with the curved side towards the secondary. Often, the field flattener is incorporated into a detector dewar as the dewar window.

A focal reimager is a reimaging system which demagnifies/magnifies the telescope focal plane.

Motivation: why might you want to magnify or demagnify focal plane?

In a simple form, it consists of two lenses: a collimator and a camera lens. The collimator lens is placed such that the telescope focal plane is put at the focal length of the collimator, so that it converts the telescope beam into a collimated beam (note that the focal ratio of the collimating lens itself will be larger than that of the telescope so that the beam underfills the lens to allow for off-axis light as well). The camera lens then refocuses the light light with the desired focal ratio. The magnification of the system is given by:

Consequently, the scale in the image plane of the focal reimager is just the scale in the telescope focal plane multiplied by the ratio of the focal ratio of the camera to that of the telescope.

Note that with a focal plane reimager, one does not necessarily get a new scale ``for free''. The focal reimaging system may introduce additional aberrations giving reduced image quality. In addition, one always loses some light at each additional optical surface from reflection and/or scattering, so the more optics in a system, the lower the total throughput.

Note that it is possible to do focal reduction/expansion without reimaging, i.e., by putting optics in the converging beam.

Often, an additional lens, called a field lens is placed in or near the telescope focal plane. This does not affect the focal reduction but is used to reimage the telescope pupil somewhere in the reimager. One reason this may be done is to minimize the size that the collimator lens needs to be to get off-axis images. The size of the field lens itself depends on the desired size of the field that one wishes to reimage.

Another use of reimaging the pupil is when one is building a coronagraph , an imaging system designed to observe faint sources nearby to very bright ones. The problem in seeing the faint source is light from the bright one, both from scattered light, from diffraction, and sometimes, from detector effects (e.g., charge bleeding in a CCD). A partial solution is to put an occulting spot in the telescope focal plane which removes most of the light from the bright object. However, the diffraction structure is still a problem. It turns out you can remove this by reimaging the pupil after the occulting spot and putting a mask in around the edges which are the source of the diffraction this mask is called a Lyot stop. The resulting image in the focal plane of the focal reducer is free of both bright source and diffraction structure.

Note that for really high contrast imaging, you also need to consider other sources of far-field light including light scattered from small-scale features on optical elements, and far-field light from seeing. Minimizing the former required very smooth optics, while minimizing the latter requires high-performance adaptive optics (e.g. ``extreme-AO'').

Pupil reimagers are also widely used in IR systems to reduce emission via cold pupil stops. The issue here is that the telescope itself contributes infrared emission which acts as additional background in your observations. There is little you can do about emission from the primary, since you need to see light from the primary to see your object! However, you can block out emission from regions of the pupils which are obscured already, for example, by the secondary and/or secondary support structures. To do this you put a mask in the pupil plane. Obviously, however, the mask needs to be colder than the telescope itself or else the mask would contribute the background, so it is usually placed within the dewar that contains the detector and camera optics (which also would otherwise glow!).

Filters are used in optical systems (usually imaging systems) to restrict the observed wavelength range. Using multiple filters thus provides color information on the object being studied. Generally, filters are loosely classified as broad band ( sim 1000$ --> > ∼1000Åwide), medium band (100 < ∼1000 Å), or narrow band ( 1 < ∼100 Å).

Perhaps a better distinction between different filters is by the way that they filter light. Many broad band filters work by using colored glass, which has pigments which absorb certain wavelengths of light and let others pass. Bandpasses can be constructed by using multiple types of colored glass. These are generally the most inexpensive filters.

A separate filter technique uses the principle of interference , giving what are called interference filters. They are made by using two partially reflecting plates separated by a distance d apart. The priciple is fairly simple:

Interference filter diagram When light from the different paths combines constructively, light is transmitted when it combines destructively, it is not. Simple geometry gives:

It is clear from this expression that the passband of the filter will depend on the angle of incidence. Consequently narrowband filters will have variable bandpasses across the field if they are located in a collimated beam this can cause great difficulties in interpretation! If the filter is located in a focal plane or a converging beam, however, the mix of incident angles will broaden the filter bandpass. This can be a serious effect in a fast beam. Bandpasses of interference filters can also be affected by the temperature.

Since interference filters will pass light at integer multiples of the wavelength, the extra orders often must be blocked. This can be done fairly easily with colored glass.

The width of the bandpass of a narrowband filter is determined by the amount of reflection at each surface. Both the wavelength center and the width can be tuned by using multiple cavities and/or multiple reflecting layers, and most filters in use in astronomy are of this more complex type.

The same principles by which interference filters are made are used to make antireflection coatings.

Note filters can introduce aberrations, dust spots, reflections, etc one needs to consider these issues when deciding on the location of filters in an optical system.

  • the spacing,
  • the index of refraction (usually changed by chaning the pressure), or
  • the tilt of the interference filter.

A picture taken with a Fabry-Perot system covers multiple wavelengths because the etalon is located in the collimated beam between the two elements of the focal reducer. At each etalon setting, one observes an image which has rings of constant wavelength. By tuning the etalon to give different wavelengths at each location, one build up a ``data cube'', through which observations at a constant wavelength carve some surface. Consequently, to extract constant wavelength information from the Fabry-Perot takes some reasonably sophisticated reduction techniques. It is further complicated by the fact that to get accurate quantitative information, one requires that the atmospheric conditions be stable over the entire time when the data cube is being taken.

A spectrograph is an instrument which separates different wavelengths of light so they can be measured independently. Most spectrographs work by using a dispersive element, which directs light of different wavelengths in different directions.

A conventional spectrograph has a collimator, a dispersive element, a camera to refocus the light, and a detector. There are different sorts of dispersive elements with different characteristics two common ones are prisms and diffraction gratings, with the latter the most commonly in use in astronomy.

The performance of a spectrograph is characterized by the dispersion , which gives the amount that different wavelengths are separated, and the resolution , which gives the smallest difference in wavelength that two different monochromatic sources can be separated. The dispersion depends on the characteristic of the dispersing element. Various elements can be characterized by the angular dispersion, dθ / dλ , or alternatively, the reciprocal angular dispersion, dλ / dθ . In practice, we are often interested in the linear dispersion, dx / dλ = f 2 dθ / dλ or the reciprocal linear dispersion, dλ / dx = dλ / dθ where the latter is often referred to simply as the dispersion in astronomical contexts, and is usually specified in Å/mm or Å/pixel.

If the source being viewed is extended, it is clear that any light which comes from regions parallel to the dispersion direction will overlap in wavelength with other light, leading to a very confused image to interpret. For this reason, spectrographs are usually used with slits or apertures in the focal plane to restrict the incoming light. Note that one dimension of spatial information can be retained, leading to so-called long-slit spectroscopy. If there is a single dominant point source in the image plane, or if they are spaced far enough (usually in combination with a low dispersion) that spectra will not overlap, spectroscopy can be done in slitless mode. However, note that in slitless mode, one can be significantly impacted by sky emission.

The resolution depends on the width of the slit or on the size of the image in slitless mode, because all a spectrograph does is create an image of the focal plane after dispersing the light. The ``width'' of a spectral line will be given by the width of the slit or the image, whichever is smaller. In reality, the spectral line width is a convolution of the slit/image profile with diffraction. The spatial resolution of the detector may also be important.

Note that throughput may also depend on the slit width, depending on the seeing, so maximizing resolution may come at the expense of throughput.

Given a linear slit or image width, ω (or an angular width, φ = ω / f , where f is the focal length of the telescope) and height h (or φ ′ = h / f ), we get an image of the slit which has width, ω ′ , and height, h ′ , given by

where we have allowed that the dispersing element might magnify/demagnify the image in the direction of dispersion by a factor r , which is called the anamorphic magnification.

Using this, we can derive the difference in wavelength between two monochromatic sources which are separable by the system.

The bigger the slit, the lower the resolving power.

The resolution is often characterized in dimensionless form by

Note that there is a maximum resolution allowed by diffraction. This resolution is given aproximately by noting that minimum angles which can be separated is given by approximately λ / d 2 , where d 2 is the width of the beam at the camera lens, from which the minimum distance which can be separated is:

The slit width which corresponds to this limit is given by:

and the maximum resolution is

Slitless spectographs: generally need to work at low dispersion (or narrow spectral range) to avoid spectrum overlap. Issue with background: since light from all field angles is included, this effectively disperses object light, but not background.

Long slit spectrographs: standard spectrograph as discussed above. Avoids spectrum overlap by limiting spectra to a line in the sky.

Image slicers: preserving resolution and flux.

Fiber spectrographs: multiobject data. Use fibers to select objects, then line up the other ends of fibers into a pseudo-slit.

Slitlets: multiobject data. Break up single long slit into individual slitlets, avoiding overlap by the slitmask design. Note that each slitlit will have it's own wavelength calibration.

Integral field spectrographs. Get spectra information over 2D field. Either use fibers to accomplish, or optical configuration, e.g. with lenslets.

Perhaps the simplest conceptual dispersing element is a prism, which disperses light because the index of refraction of many glasses is a function of wavelength. From Snell's law, one finds that:

where t is the base length, and d is the beamwidth. Note that prisms do not have anamorphic magnification ( r = 1). The limiting resolution of a prism, from above is:

One finds that dn / dλ ∝ λ -3 for many glasses.

So dispersion and resolution are a function of wavelength for a prism. In addition, the resolution offered by a prism is relatively low compared with other dispersive elements (e.g. gratings) of the same size. Typically, prisms have R < 1000. Consequently, prisms are rarely used as the primary dispersive element in astronomical spectrographs. They are occasionally used as cross-dispersing elements.

Diffraction gratings work using the principle of multi-slit interference. A diffraction grating is just an optical element with multiple grooves, or slits (not to be confused with the slit in the spectrograph!). Diffraction gratings may be either transmissive or reflective. Bright regions are formed where light of a given wavelength from the different grooves constructively interferes.

The location of bright images is given by the grating equation :

for a reflection grating, where σ is the groove spacing, m is the order, and α and β are the angles of incidence and diffraction as measured from the normal to the grating surface.

The dispersion of a grating can then be derived:

One can see that the dispersion is larger at higher order, and for a finer ruled grating. The equation can be rewritten as

from which it can be seen that high dispersion can also be achieved by operating at large values of α and β . This is the principle of an echelle grating, which has large σ , and operates at high m , α and β , and gives high dispersion and resolution. An advantage of this is that one can get a large fraction of the light over a broad bandpass in a series of adjacent orders.

Typical gratings have groove densities between 300 and 1200 lines/mm. Echelle gratings have groove densities between 30 and 300 lines/mm.

Note that light from different orders can fall at the same location, leading to great confusion! This occurs when

The order overlap can be avoided using either an order-blocking filter or by using a cross-disperser. The former is more common for small m , the latter for large m .

One can compare grating operating in low order, those operating in high order, and prisms, and one finds that higher resolution is available from gratings, and that echelles offer higher resolution than typical low order gratings.

One can derive the anamorphic magnification for a grating by looking at how β changes as α changes at fixed λ . One finds that:

where the d 's are the beam diameters. Note that higher resolution occurs when r < 1, or β < α .

The limiting resolution can be derived:

where W is the width of the grating ( = d 2 /cos β ), and N is the total number of lines in the grating.

We can also discuss grating efficiency , the fraction of incident light which is directed into a given diffracted order. One finds that for a simple grating, less light is diffracted into higher orders. However, one can construct a grating which can maximize the light put into any desired order by blazing the grating, which involves tilting each facet of the grating by some blaze angle. The blaze angle is chosen to maximize the efficiency at some particular wavelength in some particular order it is set so that the angle of diffraction for this order and wavelength is equal to the angle of reflection from the grating surface. The blaze function gives the efficiency as a function of wavelength.

A special case of high efficiency is when the angle of incidence equals the angle of diffraction, i.e. the diffracted light at the desired wavelength comes back to the same direction of in the incoming light. This is called the Littrow configuration high efficiency spectrographs often try to work close to this configuration.

Typical peak efficiencies of reflective diffraction gratings are of order 50-80%. Recently, a new technology for making diffraction gratings, volume phase holographic (VPH) gratings, as been developed, and these are attractive because they offer the possibility of very high efficiencies (> 90% peak efficiency).

A grism is a combination of a prism and a diffraction grating. These are combined such that light is dispersed, but light at a chosen central wavelength passed through the grism with direction unchanged. This feature allows grisms to be placed in an imaging system (e.g., in a filter wheel) to provide a spectroscopic (usually low resolution) capability.

Choice of dispersion: wavelength coverage vs. dispersion/resolution, available gratings, etc. Using grating tilt to select wavelength range.

Choice of slit width (science, seeing).

How to put object in slit. Imaging the slit. Slit viewing cameras.

(DEFER FOLLOWING TO SECTION ON DATA REDUCTION. )

Spectrograph calibration (not including basic detector calibration, to be discussed soon).

Wavelength calibration: correspondance between pixel position (in wavelength dimension) and wavelength. Arc lamps, wavelength solutions. Subtleties: extrapolation, line curvature, flexure (using skylines to calibrate).

Flux calibration: relative fluxes at different wavelengths. Spectrophotometric standards. Subtleties: differential refraction

Spectral extraction: object extraction and sky subtraction. Subtleties: S-distortion, differential refraction: spectral traces. Issues: variation of focus along slit and implications for sky line subtraction, scattered light.

Relative fluxes along slit: slit width variations.

Examples of typical spectra: line lamps, flat fields, stellar spectra, galaxy spectra. Night sky emission.

It is also possible to use interference effects to measure spectral energy distributions instead of a dispersing element. The Fabry-Perot is an example of such a type of instrument, although it does not record all wavelengths simultaneously.

Another instrument which uses interference to infer spectroscopy information is the Fourier Transform Spectrometer (FTS), which is basically a scanning Michaelson interferometer. The light from the source is split into two parts using a beamsplitter. One part of light is reflected off a fixed flat mirror and the other is reflected off a mirror which can be moved laterally. The two images are combined to form fringes. The fringe pattern changes as the path length of the second beam is changed. The intensity modulation for a given wavelength ( λ ) or wavenumber ( k = 2 π / λ ) is given by:

and the flux after integrating over all wavelengths is:

where I ( k ) is the input spectrum. Consequently it is possible to recover the input spectrum by taking the Fourier cosine transform of the recorded intensity. In practice, a discrete Fourier transform is used.

The FTS requires scanning in path spacing. But unlike the Fabry-Perot, it yields information on intensity at all wavelengths simultaneously.


The effect on FEROS

On February 8, 2003, I took several spectra of a few spectrophotometric standards, following them from ca. 2hr before the meridian, through the meridian. The efficiencies were computed using the pipeline, which corrects the spectra for atmospheric extinction. Finally, the efficiency at a given airmass was divided by that at the meridian. Unfortunately, there are no spectrophotometric standards that pass through the zenith at La Silla, and are bright enough for FEROS. The best object was HR4468, which reaches a low airmass at the meridian. Below I then show the result for HR4468, which I followed until it was only 3 min away from meridian, when the airmass was 1.06. Spectra of 10min exposure time were taken continuously. The right graph shows the ratio of the spectra vs. wavelength, while the left graph shows the expectation based on Donnelly et al. (see references). The simulations show that at high airmesses, one loses flux in the blue and red, compared to the reference wavelength. Donnelly et al. "centered" the 500 nm image on the fiber, so at that wavelength they have the minimum flux loss.

The right graph shows the real data. Each curve is labeled with the DIMM seeing, the airmass, the peak efficiency, and the image id. Most curves look like the simulations (solid curves), but two of the curves are steeper (dashed), and one has the peak at a wavelength redder than the FEROS limit.

The solid curves show that the image was centered somewhere below 500 nm, and I interpret the dashed and dotted curves as due to the image centered bluer than 400 nm or redder than ca. 900 nm. One possible interpretation of these deviating curves is the effect of differential atmospheric refraction between the guide star and the target, so the target slowly drifts out of the fiber even if the guide star appears centered (see above).

Simulation of loss of flux due to ADR (Donnelly et al.)
Loss of flux in FEROS spectra, due to ADR


There is some dependence of the centering wavelength with the seeing. The maxima of the curves are identified in red in the graph above, and their wavelength is plotted vs. the FWHM in the next graph (excluding the curve centered to the far red). The white dots represent the two dashed curves. It looks like that when the seeing gets worse, redder wavelengths are centered in the fiber.


1. F. Roddier, “The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy,” in E. Wolf, ed., Progress in Optics (North-Holland, Amsterdam, 1981), Vol.19, pp.341–350.

2. R. A. Gonsalves, “Compensation of scintillation with a phase-only adaptive optic,” Opt. Lett. 22,588–590 (1997). [CrossRef] [PubMed]

3. J. D. Barchers, “Closed-loop stable control of two deformable mirrors for compensation of amplitude and phase fluctuations,” J. Opt. Soc. Am. A 19,926–945 (2002) [CrossRef]

4. A. A. Tokovinin, “Polychromatic scintillation,” J. Opt. Soc. Am. A 20,686–689 (2003). [CrossRef]

5. C.B. Hogge and R.R. Butts, “Effects of using different wavelengths in wave-front sensing and correction,” J. Opt. Soc. Am. 72,606–609 (1982). [CrossRef]

6. N. Devaney, Applied Optics Group, National University of Ireland, Galway, Ireland, is preparing a manuscript to be called “The chromatic effects of the atmosphere in astronomical adaptive optics.”

7. E. P. Wallner, “The effects of atmospheric refraction on compensated imaging,” Proc. SPIE 75,119–125 (1976).

8. E. P. Wallner, “Minimizing atmospheric dispersion effects in compensated imaging,” J. Opt. Soc. Am. 67,407–409, (1977). [CrossRef]

9. E. P. Wallner, “Comparison of diffractive and refractive effects in two-wavelength adaptive transmission,” J. Opt. Soc. Am. A 1,785–787 (1984). [CrossRef]

10. J. W. Hardy, Adaptive Optics for Astronomical Telescopes (Oxford U. Press, 1998).

11. J. C. Owens, “Optical refractive index of air: dependence on pressure, temperature and composition,” Appl. Opt. 6,51–59 (1967). [CrossRef] [PubMed]

12. P. E. Ciddor, “Refractive index of air: new equations for the visible and near infrared,” Appl. Opt. 35,1566–1573 (1996). [CrossRef] [PubMed]

13. M. Owner-Petersen and A Goncharov, “Some consequences of Atmospheric Dispoersion for ELTs,” Proc. SPIE 5489,526–531 (2004).

14. N. S. Nightingale and D. F. Buscher, “Interferometric seeing measurements at the La Palma Observatory,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 251,155–166 (1991)

15. M. M. Colavita, M. Shao, and D. H. Staelin, “Atmospheric phase measurements with the Mark III stellar interferometer,” Appl. Opt. 26,4106–4112 (1987). [CrossRef] [PubMed]

16. A. Ziad, M. Schöck, G. Chanan, M. Troy, R. Dekany, B. F. Lane, J. Borgnino, and F. Martin, “Comparison of measurements of the outer scale of turbulence by three different techniques,” Appl. Opt. 43,2316–2324 (2004). [CrossRef] [PubMed]

17. R. J. Sasiela, “Wave-front correction by one or more synthetic beacons,” J. Opt. Soc. Am. A 11,379–393 (1994). [CrossRef]

18. M. Le Louarn and M. Tallon, “Analysis of modes and behavior of a multiconjugate adaptive optics system,” J. Opt. Soc. Am. A 19,912–925 (2002). [CrossRef]

19. C. G. Wynne and S. P. Worswick, “Atmospheric dispersion correctors at the Cassegrain focus,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 220,657–670 (1986).

20. C. G. Wynne “Correction of atmospheric dispersion in the infrared,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 282,863–867 (1996).

21. C. G. Wynne, “Atmospheric dispersion in very large telescopes with adaptive optics,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 285,130–134 (1997).

22. C. G. Wynne, “A new form of atmospheric dispersion corrector,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 262,741–748 (1993).

23. T. G. Haywarden, E. Attad, C. R. Cunningham, D. M. Henry, C. J. Norrie, M. Wells, C. J. Dainty, N. Devaney, and A. V. Goncharov, “WP 11300: Atmospheric dispersion compensation,” FP6 Extremely large telescope design study, Interim Report (2006).

24. G. Avila, G. Rupprecht, and J. M. Beckers, “Atmospheric dispertion correcton for the FORS focal reducers at ESO VLT,” Proc. SPIE 2871,1135–1143 (1996). [CrossRef]

25. T. Andersen, A. Ardeberg, and M. Owner-Petersen, Euro50. Design study of a 50 m Adaptive Optics Telescope, (Lund Observatory, 2003), pp.147–153.

26. A. V. Goncharov, Extremely large telescopes. Optical design and wavefront correction, PhD dissertation, Lund Observatory (2003), ISBN 91–628–5607–3, pp.143–151.

27. M. Owner-Petersen “Effects of atmospheric dispersion on the PSF background level,” Proc. SPIE 6272,62722F–1 (2006).

İstinadlar

  • View by:
  • Article Order
  • |
  • İl
  • |
  • Müəllif
  • |
  • Publication
  1. F. Roddier, “The effects of atmospheric turbulence in optical astronomy,” in E. Wolf, ed., Progress in Optics (North-Holland, Amsterdam, 1981), Vol.19, pp.341–350.
  2. R. A. Gonsalves, “Compensation of scintillation with a phase-only adaptive optic,” Opt. Lett. 22,588–590 (1997).
    [Crossref][PubMed]
  3. J. D. Barchers, “Closed-loop stable control of two deformable mirrors for compensation of amplitude and phase fluctuations,” J. Opt. Soc. Am. A 19,926–945 (2002)
    [Crossref]
  4. A. A. Tokovinin, “Polychromatic scintillation,” J. Opt. Soc. Am. A 20,686–689 (2003).
    [Crossref]
  5. C.B. Hogge and R.R. Butts, “Effects of using different wavelengths in wave-front sensing and correction,” J. Opt. Soc. Am. 72,606–609 (1982).
    [Crossref]
  6. N. Devaney, Applied Optics Group, National University of Ireland, Galway, Ireland, is preparing a manuscript to be called “The chromatic effects of the atmosphere in astronomical adaptive optics.”
  7. E. P. Wallner, “The effects of atmospheric refraction on compensated imaging,” Proc. SPIE 75,119–125 (1976).
  8. E. P. Wallner, “Minimizing atmospheric dispersion effects in compensated imaging,” J. Opt. Soc. Am. 67,407–409, (1977).
    [Crossref]
  9. E. P. Wallner, “Comparison of diffractive and refractive effects in two-wavelength adaptive transmission,” J. Opt. Soc. Am. A 1,785–787 (1984).
    [Crossref]
  10. J. W. Hardy, Adaptive Optics for Astronomical Telescopes (Oxford U. Press, 1998).
  11. J. C. Owens, “Optical refractive index of air: dependence on pressure, temperature and composition,” Appl. Opt. 6,51–59 (1967).
    [Crossref][PubMed]
  12. P. E. Ciddor, “Refractive index of air: new equations for the visible and near infrared,” Appl. Opt. 35,1566–1573 (1996).
    [Crossref][PubMed]
  13. M. Owner-Petersen and A Goncharov, “Some consequences of Atmospheric Dispoersion for ELTs,” Proc. SPIE 5489,526–531 (2004).
  14. N. S. Nightingale and D. F. Buscher, “Interferometric seeing measurements at the La Palma Observatory,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 251,155–166 (1991)
  15. M. M. Colavita, M. Shao, and D. H. Staelin, “Atmospheric phase measurements with the Mark III stellar interferometer,” Appl. Opt. 26,4106–4112 (1987).
    [Crossref][PubMed]
  16. A. Ziad, M. Schöck, G. Chanan, M. Troy, R. Dekany, B. F. Lane, J. Borgnino, and F. Martin, “Comparison of measurements of the outer scale of turbulence by three different techniques,” Appl. Opt. 43,2316–2324 (2004).
    [Crossref][PubMed]
  17. R. J. Sasiela, “Wave-front correction by one or more synthetic beacons,” J. Opt. Soc. Am. A 11,379–393 (1994).
    [Crossref]
  18. M. Le Louarn and M. Tallon, “Analysis of modes and behavior of a multiconjugate adaptive optics system,” J. Opt. Soc. Am. A 19,912–925 (2002).
    [Crossref]
  19. C. G. Wynne and S. P. Worswick, “Atmospheric dispersion correctors at the Cassegrain focus,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 220,657–670 (1986).
  20. C. G. Wynne “Correction of atmospheric dispersion in the infrared,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 282,863–867 (1996).
  21. C. G. Wynne, “Atmospheric dispersion in very large telescopes with adaptive optics,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 285,130–134 (1997).
  22. C. G. Wynne, “A new form of atmospheric dispersion corrector,” Mon. Yox. R. Astron. Soc. 262,741–748 (1993).
  23. T. G. Haywarden, E. Attad, C. R. Cunningham, D. M. Henry, C. J. Norrie, M. Wells, C. J. Dainty, N. Devaney, and A. V. Goncharov, “WP 11300: Atmospheric dispersion compensation,” FP6 Extremely large telescope design study, Interim Report (2006).
  24. G. Avila, G. Rupprecht, and J. M. Beckers, “Atmospheric dispertion correcton for the FORS focal reducers at ESO VLT,” Proc. SPIE 2871,1135–1143 (1996).
    [Crossref]
  25. T. Andersen, A. Ardeberg, and M. Owner-Petersen, Euro50. Design study of a 50 m Adaptive Optics Telescope, (Lund Observatory, 2003), pp.147–153.
  26. A. V. Goncharov, Extremely large telescopes. Optical design and wavefront correction, PhD dissertation, Lund Observatory (2003), ISBN 91–628–5607–3, pp.143–151.
  27. M. Owner-Petersen “Effects of atmospheric dispersion on the PSF background level,” Proc. SPIE 6272,62722F–1 (2006).

2006 (1)

M. Owner-Petersen “Effects of atmospheric dispersion on the PSF background level,” Proc. SPIE 6272,62722F–1 (2006).

2004 (2)

M. Owner-Petersen and A Goncharov, “Some consequences of Atmospheric Dispoersion for ELTs,” Proc. SPIE 5489,526–531 (2004).


Videoya baxın: Atmosfer havasının çirklənmə vəziyyəti haqqında məlumat (Oktyabr 2021).