Astronomia

Qual é o tamanho do sensor de imagem nos maiores telescópios ópticos?

Qual é o tamanho do sensor de imagem nos maiores telescópios ópticos?



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Quais sensores de imagem (eletrônicos de imagem) são usados ​​em telescópios? Como o CCD, essa é a melhor opção?

Qual é o tamanho físico típico e a resolução da superfície fotossensível das maiores atualmente ativas?


A maior câmera digital CCD atual é a do Observatório Vera C. Rubin1 que tem impressionantes 3,2 gigapixels. Os maiores recursos anteriores no Telescópio de Levantamento Panorâmico e Sistema de Resposta Rápida (Pan-STARRS), e tem uma resolução de ~ 1,4 gigapixels. [1]

Com base na folha de especificações fornecida pelo Observatório Vera Rubin, a câmera LSST tem uma resolução de cerca de 0,2 segundos de arco por 10 $ mu $pixel m. Tem cerca de 5 pés (1,52 metros) de largura e pesa mais de 6.000 libras (2.721 quilos, $ 2,6 times10 ^ 9 $ din). [2] A parte real fotossensível da câmera é de ~ 64 cm ($ 4 times10 ^ {34} $ Comprimento de Planck) transversalmente.

Câmeras desse tamanho geralmente apresentam problemas de apontamento, calibração e gravação. Essas fontes de erro geralmente são extremamente bem compreendidas, mas ainda é interessante ver. Pan-STARRS tem uma lista detalhada em seu site de dados [3]. Esses problemas incluem:

  • Dados ausentes aleatoriamente que são preenchidos mais tarde
  • Erros de apontar relacionados às posições astrométricas de seus alvos
  • Problemas de registro perto do pólo celeste, resultando em fotometria ruim

1anteriormente conhecido como Large Synoptic Sky Survey ou LSST. A sigla agora foi reaproveitada: O que é o LSST agora? Onde termina o LSST e começa o Observatório Vera C. Rubin?


Tamanho do círculo da imagem: como funciona?

Por que alguns telescópios têm tamanhos de círculo de imagem / círculo de iluminação menores do que outros?

Alguém pode explicar quais fatores causam o tamanho?

Por exemplo: o tamanho do círculo de imagem TAK FSQ 106 é 88 mm. Eu entendo que isso é ótimo para grandes CCDs. Mas por que é de 88 mm?
Todos os telescópios com o mesmo sistema de lentes do FSQ (4,2 "F5) têm este tamanho de círculo de imagem?

# 2 Tony Flanders

Por que alguns telescópios têm tamanhos de círculo de imagem / círculo de iluminação menores do que outros?

Alguém pode explicar quais fatores causam o tamanho?

Por exemplo: o tamanho do círculo de imagem TAK FSQ 106 é 88 mm. Eu entendo que isso é ótimo para grandes CCDs. Mas por que é de 88 mm?
Todos os telescópios com o mesmo sistema de lentes do FSQ (4,2 "F5) têm este tamanho de círculo de imagem?

O tamanho real do círculo depende do objeto físico que prende o círculo a esse tamanho. Geralmente é a extremidade frontal do tubo focalizador. Então, até certo ponto, você pode alterar o tamanho do círculo da imagem apenas usando um focalizador diferente no mesmo sistema óptico.

No entanto, gerar uma imagem nítida e plana em um círculo de 88 mm com uma distância focal de 106 mm é difícil, exigindo um sistema óptico complexo. Óticas simples, como espelhos parabólicos e duplas de lentes, têm várias aberrações fora do eixo. E quase todos eles produzem naturalmente imagens que são esféricas em vez de planas.

Observe que as lentes de câmera grande angular típicas, que precisam lidar com os mesmos problemas, mas mais ainda, podem ter até uma dúzia de elementos separados.

É muito mais fácil gerar uma imagem nítida e plana de 88 mm de largura com um telescópio de longa distância focal.

# 3 Ken.

O tamanho real do círculo depende do objeto físico que prende o círculo a esse tamanho. Geralmente é a extremidade frontal do tubo focalizador.

# 4 Traveller

Talvez eu não tenha sido claro o suficiente: i ment o Takahashi FSQ 106 F5: link

portanto, um APO com uma abertura de 4,2 "(106 mm) e um comprimento focal de 21" (530 mm).

# 5 Tony Flanders

Talvez eu não tenha sido claro o suficiente: i ment o Takahashi FSQ 106 F5: link

portanto, um APO com uma abertura de 4,2 "(106 mm) e um comprimento focal de 21" (530 mm).

Desculpe, não entendo o que você está perguntando.

APOs de quatro polegadas são feitos com muitos diâmetros de círculo de imagem diferentes. A maioria tem focalizadores de duas polegadas, o que limita o círculo da imagem a cerca de 2 polegadas ou 50,8 mm.

# 6 dan_h

O tamanho de qualquer imagem é uma função da distância focal da lente objetiva ou espelho.

Os alvos no céu são medidos em graus, pois realmente não podemos medir a maioria das coisas lá em cima em quilômetros ou pés. Tanto a lua quanto o sol têm cerca de meio grau de tamanho. Alguns alvos são muito menores e são medidos em minutos ou segundos de arco, alguns alvos são muito maiores e cobrem vários graus.

O tamanho de uma imagem criada pelo telescópio é calculado como = Comprimento focal X tangente (alvo). Por exemplo, um telescópio de 1000 mm faz uma imagem do sol ou da lua que é 1000 mm X tangente de 1/2 grau, ou 1000 mm X 0,009 = 9 mm.

Depois de saber o tamanho angular do alvo e o comprimento focal do osciloscópio, você pode determinar o tamanho da imagem. A partir daí, é uma questão simples determinar se a imagem caberá através do focalizador e na câmera ou ocular a ser usada.

# 7 Traveller

Talvez uma pequena citação de nossos amigos da Astronomia ajude você a explicar o que quero dizer (se eu puder citar):

"Círculo de imagem grande: no foco principal, o círculo de imagem de 88 mm cobre uma grande faixa do céu medindo 9,5 ° de diâmetro. O círculo de imagem grande iluminará totalmente qualquer câmera de filme de médio formato 35 mm, 645 ou 6x7, qualquer suporte de rolo de filme a vácuo ou qualquer uma das câmeras CCD comerciais de grande formato disponíveis agora ou no futuro próximo. A queda de luz é pequena. " clique para ver a fonte desta citação.

# 8 dan_h

Isso se encaixa com meu post anterior.

A tangente de 9,5 graus = 0,1673426
Comprimento focal do escopo = 21 polegadas.

A imagem de um alvo de 9,5 graus terá 21 "X 0,1673426 = 3,514" ou 89 mm. Isso será verdadeiro para todas as objetivas com comprimento focal de 21 ".

No entanto, nem todas as objetivas formarão uma imagem utilizável em tamanho maior devido à curvatura do campo, astigmatismo, distorção e outras aberações. Uma imagem utilizável desse tamanho é um tanto especial e exigirá um focalizador de 4 "para levar a imagem para a câmera.

Outros osciloscópios com comprimento focal de 21 "podem não ter uma imagem tão plana e normalmente usam um focalizador menor para que não tenham a mesma imagem de 88 mm disponível para a câmera.

# 9 jrcrilly

APOs de quatro polegadas são feitos com muitos diâmetros de círculo de imagem diferentes. A maioria tem focalizadores de duas polegadas, o que limita o círculo da imagem a cerca de 2 polegadas ou 50,8 mm.

# 10 Tony Flanders

"Círculo de imagem grande: no foco principal, o círculo de imagem de 88 mm cobre uma grande faixa do céu medindo 9,5 ° de diâmetro. O círculo de imagem grande iluminará totalmente qualquer câmera de filme de médio formato 35 mm, 645 ou 6x7, qualquer suporte de rolo de filme a vácuo ou qualquer uma das câmeras CCD comerciais de grande formato disponíveis agora ou no futuro próximo. A queda de luz é pequena. "

Sim, li isso, e minha única observação é que parece haver uma contradição entre a afirmação de que o círculo "ilumina totalmente" vários tamanhos de filme e a afirmação de que "a queda de luz é mínima". Em minha opinião, "iluminar totalmente" implica que não há vinhetas - que todo o cone de luz que atinge todos os pontos do círculo está completamente desimpedido. Mas a afirmação de que "a diminuição da luz é pequena" sugere que talvez haja alguma vinheta afinal. Ou talvez eles estejam falando sobre a queda de luz fundamental do cos ^ 4. Você entende como isso funciona?

De qualquer forma, com um focalizador que é quase tão amplo quanto a lente objetiva, a vinheta deve ser quase zero em toda a largura do focalizador. Se o focalizador realmente tiver 101,6 mm (4 polegadas) de diâmetro, deve ser fácil obter um círculo de imagem de 88 mm completamente sem vinhetas.

Fora isso, os números parecem precisos. A distância focal deste telescópio é de 530 mm, portanto, um círculo de imagem de 88 mm fornece um campo de visão real de 2 * atan (44/530) = 9,5 graus. A queda de luz fundamental é 1 - cos (9,5 / 2) ^ 4 = 1,4%, o que é realmente insignificante.

O tamanho real de uma imagem de filme 6x7 é 56 x 72 mm (www.kenrockwell.com/tech/format.htm), que tem uma diagonal de 91 mm, então tudo, exceto os cantos extremos, devem ser cobertos por um círculo de 88 mm .

Mas eu ainda não entendo o que você está perguntando. Você fica perguntando por que o círculo da imagem tem 88 mm de largura, e eu continuo dizendo que é por causa do diâmetro do focalizador. Você está realmente perguntando o que significa um círculo de imagem de 88 mm? Você precisa me ajudar aqui. Não tenho ideia de quão profundo ou superficial é o seu entendimento deste assunto.

# 11 Jon Isaacs

Talvez uma pequena citação de nossos amigos da Astronomia ajude você a explicar o que quero dizer (se eu puder citar):

"Círculo de imagem grande: no foco principal, o círculo de imagem de 88 mm cobre uma grande faixa do céu medindo 9,5 ° de diâmetro. O círculo de imagem grande iluminará totalmente qualquer câmera de filme de médio formato 35 mm, 645 ou 6x7, qualquer suporte de rolo de filme a vácuo ou qualquer uma das câmeras CCD comerciais de grande formato disponíveis agora ou no futuro próximo. A queda de luz é pequena. " clique para ver a fonte desta citação.

Então, o que você quer saber? O 106 FSQ é um telescópio projetado para fotografia de campo amplo, bem como observação visual.

É um projeto Petzval, portanto, possui um nivelador de campo integrado e um focalizador de 4 polegadas. Esta combinação permite fotografar uma grande amostra do céu.

No entanto, usado visualmente, o círculo de imagem de 88 mm de diâmetro não pode ser utilizado porque o maior campo de parada disponível em oculares de distância focal útil é 46 mm.

# 12 Tony Flanders

OK, uma imagem vale mil palavras, então estou anexando um esboço tosco de um telescópio com uma câmera acoplada em sua parte traseira. O ponto estreito representa o focalizador e o caminho da luz se abre atrás dele dentro do corpo da câmera.

Eu desenhei o maior univinheta imagem que é possível com um escopo daquela distância e proporção focal, um focalizador dessa largura e comprimento e um corpo de câmera de uma determinada profundidade. Como você pode ver, o círculo não revestido é necessariamente menor do que a frente do tubo focalizador.

No entanto, a vinheta é bem modesta em uma imagem consideravelmente maior - apenas um canto do cone alcançando um determinado ponto é cortado pela frente do focalizador. É por isso que o Astro-Physics Traveller anuncia que pode iluminar principalmente um filme 6x7 (91 mm na diagonal), embora seu focalizador tenha apenas 2,7 polegadas (80 mm) de largura.

Se você eliminar o diâmetro de estrangulamento inteiramente tornando o focalizador tão amplo quanto a lente principal - o que é quase verdadeiro para o FSQ-106 - então todo o plano da imagem é totalmente iluminado.

Miniaturas anexadas

# 13 Traveler

Então, quando eu entendo direito, todo telescópio, em teoria (!), É capaz de iluminar totalmente e sem vinhetar um
tamanho do círculo tão grande quanto a lente principal ou espelho.

Portanto, um C8 pode produzir um círculo de 20 cm e um refrator de 4 polegadas pode iluminar um círculo de 4 polegadas. Não importa se a lente / espelho é f5 ou f12.

Mas se uma lente ou sistema não for de "alta qualidade", o fabricante do telescópio pode reduzir o círculo em
escolher um diâmetro do tubo focal (2,7 ", 2", 1,25 de diâmetro ou antigamente até 0,965 polegada) para evitar esses erros de lente.

Bem, se este é o enredo, então eu entendo. Achei que havia mais fatores envolvidos.

Tony, Dan e outros: obrigado por me dar a resposta. eu entendo agora.

# 14 jrcrilly

Achei que havia mais fatores envolvidos.

Existem. Quando um fabricante de telescópios fala sobre o tamanho do círculo de imagem, eles não estão falando sobre iluminação.

A iluminação não é um grande problema - o campo utilizável é quase sempre menor do que o campo bem iluminado. Mesmo que o campo não seja perfeitamente iluminado (e nunca é), essa é a única coisa que pode ser facilmente corrigida no processamento, portanto, não é um grande problema.

Também não é um problema de qualidade. O AP Traveler é um dos melhores refratores de 4 "disponíveis, aqueles que usam a óptica APM / LZOS 105 mm também são de ponta. Colocar um grande focalizador neles não dá a eles um grande campo utilizável - apenas um bem iluminado. comprimentos focais curtos e designs convencionais usados ​​ditam um campo de imagem utilizável muito pequeno (menos de 20 mm) sem ótica corretiva externa. O newtoniano mais fino possível também exigirá ótica corretiva externa para obter um campo de imagem de tamanho decente. É assim que as coisas funcionam. A telescópio que oferece um grande círculo de imagem é aquele que foi projetado ou modificado para esse propósito específico (como o FSQ).

# 15 Tony Flanders

Então, quando eu entendo bem, todo telescópio, em teoria (!), É capaz de iluminar totalmente e sem vinhetar um círculo do tamanho da lente principal ou do espelho.

Na verdade, em teoria, um telescópio pode iluminar um campo muito maior do que a lente principal ou o espelho. As lentes de câmera grande angular fazem exatamente isso. E não há diferença fundamental entre uma lente de câmera e um telescópio.

Mas se uma lente ou sistema não for de "alta qualidade", o fabricante do telescópio pode reduzir o círculo em
escolher um diâmetro de tubo de foco (2,7 ", 2", 1,25 de diâmetro ou antigamente até 0,965 polegadas) para evitar esses erros de lente.

Bem, não é tão simples assim. Em primeiro lugar, o problema não é "alta qualidade" em si. A capacidade de fornecer um círculo de imagem nítido, plano e ultralargo é completamente irrelevante para muitas aplicações, como observação visual ou imagens planetárias com webcams. Portanto, há uma abundância de telescópios visuais de ultra-alta qualidade que são inadequados para fotografia de campo amplo.

Você tem que projetar um telescópio especificamente para fornecer um círculo de imagem nítido, plano e amplo. E fazer isso inevitavelmente compromete outros critérios de design, como nitidez no centro do campo, controle de luz dispersa, tamanho, peso ou custo.

É muito mais fácil fornecer um círculo de imagem nítido, plano e amplo em proporções focais longas (digamos f / 10) do que em proporções curtas (f / 5). No entanto, se você está tentando tirar fotos do céu em grande angular, o uso de proporções focais mais longas vai contra o propósito. Um círculo de imagem de 44 mm em f / 5 abrange a mesma quantidade de céu que um círculo de imagem de 88 mm em f / 10.

Os focalizadores não são estreitos apenas para cortar a borda externa do campo. Um bom focalizador é extremamente difícil de fabricar, e é muito mais difícil e mais caro fazer um bom focalizador de 4 polegadas do que um bom focalizador de 2 polegadas.

Finalmente, o caminho óptico é restrito por várias outras coisas além do focalizador. A maioria dos telescópios possui defletores para reduzir a luz dispersa, e estes freqüentemente limitam o campo tanto quanto o focalizador. E com qualquer telescópio refletor normal, o tamanho do círculo da imagem também é limitado pelo tamanho do espelho secundário.


INTRODUÇÃO

O surgimento de tecnologias de sensores curvos abre uma nova maneira de projetar sistemas ópticos compactos de alto desempenho. Hoje desenvolvidos para aplicações civis ou de defesa e segurança, vários protótipos foram apresentados nos últimos anos por industriais e acadêmicos, nomeadamente Sony, Microsoft, Teledyne-E2V, Stanford, ESO, NASA / JPL e CEA-LETI.

O progresso recente da atividade francesa em sensores curvos é apresentado em termos de desempenho óptico e resultados experimentais. No nível do dispositivo, as medições obtidas em sensores visíveis de quadro inteiro desenvolvidos pelo CEA-LETI mostram um desempenho equivalente em termos de corrente escura, ruído escuro. No nível do sistema, dois imageadores de campo amplo foram projetados e prototipados e, em seguida, usados ​​para caracterizar o desempenho geral dos sistemas baseados em sensores curvos: 1 / uma objetiva FoV olho de peixe de 180 graus com um sensor convexo CMOS, mostrando um desempenho excelente , muito superior em termos de nitidez, cromatismo e vinheta, e 2 / uma câmera FoV ultracompacta 40 graus com sensor côncavo E2V, cuja versão comercial está atualmente embarcada em drones e é seis vezes maior que a nova, para desempenho equivalente .

Os protótipos existentes são demonstrados em TRL4, para domínios VIS e SWIR. Apresentamos o roadmap desenvolvido em conjunto pelo CEA e o CNRS para atingir um TRL mais alto tanto no desempenho dos dispositivos quanto nos processos de produção em massa. Os mercados civil e de defesa são os alvos, e o domínio espacial deve aproveitar as vantagens desses novos dispositivos para a próxima geração de imageadores orbitais e embarcados.


Câmera CMOS QHY411

A câmera CMOS QHY411 é considerada pela QHY como a maior câmera CMOS resfriada com resolução do mundo. O sensor retroiluminado SONY IMX411BSI de 150 megapixels tem uma matriz de 14192 x 10640 pixels com pixels de 3,76um. O tamanho do sensor é 54 mm x 40 mm com ruído escuro ultrabaixo. O QHY411 está disponível nas versões monocromática e colorida.

O QHY411 de 150 megapixels usa o sensor único de maior resolução do mundo, oferecendo resolução de 14K x 10K. O QHY411 vem em duas versões, USB3.0 e 10GigaE. O USB3.0 suporta velocidade de leitura de 1FPS. Cada imagem tem 300 MB. A versão 10GigaE suporta velocidade de leitura de 2.6FPS. O QHY411 possui Resfriamento a Ar / Líquido com Cooler TE de 2 estágios.

O Sony IMX411 é um sensor de imagem do tipo pixel ativo CMOS com diagonal de 66,7 mm (Tipo 4.2) com uma matriz quadrada de pixels e 151 M pixels efetivos. Este IC incorpora circuito PGA de no máximo 36 dB e conversor A / D de 16 bits. A saída digital de 16 bits torna possível ler os sinais de 151 M pixels efetivos em alta velocidade de 2,0 quadros / s no modo de imagem estática. Além disso, binning de subamostragem vertical e binning ponderado de pixel de 3 horizontais geram saída digital de 12 bits de alta velocidade.

A QHY411 é uma câmera CMOS científica retroiluminada com corrente escura extremamente baixa usando a tecnologia CMOS SONY & # 8217s Exmor BSI. A equipe QHY observa: “Em geral, um obturador mecânico de lâmina de ventilador quebra se for usado cerca de 200.000 vezes e, em alguns casos específicos, é fácil não ligar ou desligar. A vantagem do obturador eletrônico sobre o obturador mecânico é a alta confiabilidade e estabilidade quando o observatório tira um grande número de fotos. O obturador eletrônico é uma escolha relativamente perfeita para o observatório. ”

A câmera CMOS QHY411 oferece A / D nativa de 16 bits que, como a equipe QHY observa, “A maioria dos sensores CMOS são de 12 ou 14 bits. Isso significa que a taxa de conversão não pode atingir 1e- / ADU e os sinais fracos não são muito amostrados. As medições fotométricas de sinais baixos, em tal caso, não são tão precisas. Algumas câmeras combinam duas saídas de 12 bits para criar imagens de 16 bits, mas o número real de níveis ainda é 4.096 x 2 = 8.192 níveis. Ainda menos do que 16 bits nativos. A QHY411 é a primeira câmera CMOS científica do mundo & # 8217s com A / D nativa de 16 bits no chip. A saída é 16 bits reais com 65.536 níveis. ”

Um benefício da estrutura retroiluminada do CMOS é a capacidade total do poço aprimorada. Isso é particularmente útil para sensores com pequenos pixels. Mesmo com pixels de 3,76um não delimitados, o QHY411 tem uma capacidade total de poço de 50ke- e & gt80ke no modo estendido.Quando binned 2 & # 2152 a 7.5um o poço cheio é 200ke- e quando binned 3 & # 2153 a 11um o poço cheio é 450ke-.

O QHY411 tem apenas um elétron de ruído de leitura em alto ganho e 1FPS (16 bits), 2FPS (8 bits) de alta velocidade de leitura. Um elétron de ruído de leitura significa que a câmera pode atingir um SNR & gt3 com apenas 4 a 6 fótons. Este é um desempenho perfeito quando as condições são limitadas por fótons, ou seja, exposições curtas, imagens de banda estreita, etc., tornando este sensor de grande área ideal para levantamentos do céu e astronomia no domínio do tempo.

Os recursos da câmera CMOS QHY411 incluem:

& # 8211 Tipo 4.2 CMOS pixels ativos

& # 8211 Freqüência do relógio de entrada 72 MHz

& # 8211 Função Rolling shutter no modo de imagem em movimento

& # 8211 H driver, V driver e circuito de comunicação serial em chips

& # 8211 +36 dB de ganho configurável pela cor Bayer em CDS / PGA no chip

& # 8211 Conversor A / D integrado de 11/12 bits / 14 bits / 16 bits

& # 8211 Este sensor tem a versão monocromática e a versão colorida do filtro R, G, G, B Bayer

& # 8211 Sensor de imagem CMOS retroiluminado

& # 8211 Tamanho da imagem na diagonal 66,7 mm (Tipo 4.2)

& # 8211 Número total de pixels 14304 (H) × 10802 (V) aprox. 155 M pixels

& # 8211 Número de pixels efetivos 14208 (H) × 10656 (V) aprox. 151 M pixels

& # 8211 Número de pixels ativos 14192 (H) × 10640 (V) aprox. 151 M pixels

& # 8211 Tamanho do chip 60,30 mm (H) × 47,90 mm (V) (inclui área marcada)

& # 8211 Tamanho do pixel 3,76 μm (H) × 3,76 μm (V)

As especificações para a câmera QHY411 CMOS incluem:

& # 8211 Sensor de imagem: Sensor CMOS SONY IMX411 BSI

& # 8211 Versão colorida / mono: ambos disponíveis (QHY411U3G20M QHY411U3G20C)

& # 8211 Vidro de superfície do sensor: Vidro transparente multi-revestimento AR + AR

& # 8211 Resolução da imagem: 14304 * 10748 (inclui a área óptica preta e sobre a área de digitalização)

& # 8211 Pixels Efetivos: 151 Megapixels

& # 8211 Área efetiva da imagem: 54 mm x 40 mm

& # 8211 Full Well Capacity (1 & # 2151, 2 & # 2152, 3 & # 2153): 50ke- / 200ke- / 450ke- no modo padrão 80ke- / 320ke- / 720ke- no modo Extend Fullwell

& # 8211 A / D: 16 bits (0-65535 tons de cinza)

& # 8211 Tamanho do sensor: 4,2 polegadas típico

& # 8211 Tipo de sensor: Back Illuminated (BSI)

& # 8211 Ruído de leitura: aproximadamente 1 a 3 e (no modo HGC)

& # 8211 Dark Current: Aproximadamente 0,0011e / pixel / seg a -20C

& # 8211 Intervalo de tempo de exposição: 20us & # 8211 3600sec

& # 8211 Frame Rate USB3.0 Port: Full Frame Resolution 2FPS @ 8BIT & # 8211 1FPS @ 16BIT 5000 Lines 4FPS @ 8BIT, 2FPS @ 16BIT: 3000Lines 7FPS @ 8BIT & # 8211 3.3FPS @ 16BIT 2000Lines 10FPS @ 8BIT & # 8211 5.5FPS @ 16BIT 1000Lines 20FPS @ 8BIT & # 8211 10FPS @ 16BIT 500Lines 35FPS @ 8BIT & # 8211 19FPS @ 16BIT

& # 8211 Porta de fibra de taxa de quadros: TBD

& # 8211 Tipo de obturador: obturador elétrico

& # 8211 Interface do computador: SB3.0 e 2 * 10 Gigabit Fibra

& # 8211 Porta de disparo: porta de sincronização de alta velocidade rigOut / interface GPS

& # 8211 Interface da roda do filtro: Porta 4PIN QHYCCD CFW

& # 8211 Buffer de imagem integrado: GByte (16 Gb)

& # 8211 Memória não volátil / Armazenamento na câmera: Memória Flash de 64 MByte total integrada. 10 MBytes de espaço acessível ao usuário

& # 8211 Atualização FPGA Via USB: Compatível

& # 8211 Sistema de resfriamento: resfriador de duplo estágio TEC (-35C abaixo do ambiente com resfriamento a ar, -45C abaixo do ambiente com resfriamento de água à temperatura ambiente). Mais deltaT abaixo do ambiente pode ser alcançado usando o resfriamento a água resfriada. Compatível com Ventilador / Resfriamento a Água

& # 8211 Tipo de janela óptica: AR + AR Revestimento anti-reflexo multicamadas de alta qualidade

& # 8211 Comprimento focal posterior: 16 mm (sem anel de ajuste de inclinação) 28,5 mm (com anel de ajuste de inclinação)

& # 8211 Preço de referência (imposto não incluído) $ 50000USD

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EdgeHD Optics

EdgeHD é um sistema óptico Schmidt de campo plano aplanático projetado para produzir imagens livres de aberrações com estrelas pontuais até a borda do campo de visão dos maiores sensores de imagem e oculares de campo amplo da atualidade. O EdgeHD praticamente elimina a curvatura do campo e o coma estelar fora do eixo, fornecendo um sistema de qualidade astrográfica por uma fração do preço dos concorrentes.

Os tubos ópticos EdgeHD são vendidos separadamente ou emparelhados com nossas montagens de telescópio mais populares.

True Astrograph Quality

Muitos designs ópticos se anunciam como “astrógrafos”, mas apenas produzem estrelas pontuais em um plano focal curvo. Mesmo quando focado nitidamente no centro do campo de visão, este plano curvo não pode trazer estrelas nas bordas para o foco. Quanto mais amplo o campo de visão, mais pronunciado se torna esse defeito. Isso pode ser aceitável para alguma observação visual, mas quando um plano curvo é emparelhado com o sensor plano de uma câmera digital, as estrelas ficam visivelmente fora de foco nas bordas.

A ótica EdgeHD produz um plano focal mais de três vezes mais plano do que um telescópio Schmidt-Cassegrain padrão e dramaticamente mais plano do que outros designs sem coma concorrentes, garantindo a você estrelas visivelmente nítidas em todo o sensor de imagem.

Um plano focal curvo não pode produzir resultados consistentes em um chip CCD plano. As estrelas aparecerão fora de foco nas bordas.

UMA DIFERENÇA QUE VOCÊ PODE VER

Compare as duas imagens do M3 abaixo. A primeira foi tirada com um design óptico livre de coma competitivo, a segunda com EdgeHD. Ambas as imagens foram tiradas com a mesma câmera com chip de 35 mm (plano focal de 42 mm de diâmetro) nas mesmas condições.

Quando focado no eixo, ambas as imagens parecem nítidas no centro. Mas na primeira imagem, conforme você examina as estrelas cada vez mais perto da borda, elas se tornam maiores e menos focadas. Finalmente, nos cantos, as estrelas estão tão desfocadas que aparecem como anéis em vez de pontinhos.

Agora olhe para a segunda imagem. À medida que você se move do centro para fora, as estrelas retêm seu foco de ponta a ponta, aparecendo como pontos de luz nítidos e sólidos.

Fig. 1: O desenho concorrente sem coma, quando focado no eixo, mostra estrelas nítidas no centro da imagem, mas estrelas dramaticamente fora de foco (anéis ou rosquinhas) nas bordas.

Fig. 2: EdgeHD produz um foco consistente e nítido em todo o FOV.

DESEMPENHO MELHORADO PARA IMAGENS MAIS DETALHADAS E MAIS BRILHANTES

O desempenho superior da borda não apenas cria estrelas mais arredondadas e agradáveis, mas também melhora a resolução e a magnitude de limitação em comparação com telescópios de abertura igual.

A ótica de alta definição da Celestron permite que você resolva tamanhos de pontos menores até a borda externa, revelando detalhes mais finos e maior contraste. Compare as duas imagens cortadas abaixo, ambas tiradas com uma câmera com chip de 37 mm (plano focal de 52 mm de diâmetro).

Fig. 1 (esquerda): O coma fora do eixo inerente a muitos designs ópticos (como o SCT mostrado acima) distorce as imagens das estrelas e compromete a resolução.

Fig. 2 (direita): EdgeHD focaliza nitidamente todo o FOV, revelando detalhes finos perdidos com outros sistemas.

Além do mais, a ótica EdgeHD oferece estrelas menores e mais concentradas para que você possa ver magnitudes mais fracas do que com outros telescópios do mesmo tamanho. A baixa qualidade da borda pode espalhar a luz das estrelas tanto que o brilho de uma estrela parece o mesmo que o fundo do céu, tornando-o indetectável para seu olho ou câmera. Com a ótica EdgeHD, você pode capturar a mais fraca das galáxias até o canto do chip de câmera full-frame. Compare as duas imagens cortadas abaixo, ambas tiradas com uma câmera com chip de 37 mm (plano focal de 52 mm de diâmetro).

Fig. 1 (esquerda): Em telescópios que exibem coma fora do eixo, a luz fraca das estrelas pode passar despercebida na borda do campo de visão.

Fig. 2 (direita): A ótica EdgeHD resolve detalhes tênues perdidos em telescópios de abertura igual.

CARACTERÍSTICAS MECÂNICAS

O tubo EdgeHD apresenta um design mecânico inovador para garantir que você obtenha o máximo de sua óptica todas as noites.

Suporte de espelho

Garras de tensão flexíveis mantêm o espelho primário no lugar e reduzem o deslocamento da imagem. As hastes flexíveis mantêm o espelho no lugar sem colocar qualquer força ou pressão no conjunto do espelho, mantendo seu alvo centralizado na ocular ou chip.

As aberturas de ventilação localizadas na célula traseira permitem que o ar quente seja liberado por trás do espelho primário. Cada ventilação possui um filtro de malha integrado garantido para permitir a saída de ar quente sem deixar entrar poeira.

Versatilidade Fastar

O EdgeHD é o telescópio de imagem mais versátil disponível atualmente. Em sua f / 10 nativa, você pode atingir a escala de imagem necessária para capturar os menores objetos do céu profundo. Para aumentar seu campo de visão sem sacrificar o desempenho, adicione a lente redutora EdgeHD opcional. Cada um é feito sob medida para seu tubo óptico EdgeHD de tamanho e traz sua razão focal para f / 7. Uma lente Barlow fornece ampliação adicional para imagens planetárias, lunares e solares de alta resolução. E, claro, todos os tubos ópticos EdgeHD são compatíveis com Fastar para imagens de campo amplo f / 2 ultrarrápidas. Cada tubo EdgeHD é equipado com um espelho secundário removível e é opto-mecanicamente alinhado em uma bancada de laser para garantir que seja axialmente simétrico em qualquer configuração.

Colimação fácil

Garanta sempre um desempenho ideal. A mecânica usinada com precisão do Edge HD e um espelho secundário esférico tornam a colimação simples e precisa.

EDGEHD WHITEPAPER

Quer a história completa por trás da ótica EdgeHD? A equipe de Desenvolvimento de Produto da Celestron lançou um white paper descrevendo o desenvolvimento do EdgeHD, o processo de fabricação e controle de qualidade e como obter o máximo do seu sistema. Ele também inclui seções transversais da série EdgeHD, diagramas de pontos comparativos para o EdgeHD e designs concorrentes de Schmidt-Cassegrain “sem coma”, uma tabela com especificações para visual e imagem e gráficos que mostram como colocar os sensores na parte traseira ideal. distância de foco para astroimagem.


Qual é o tamanho do sensor de imagem nos maiores telescópios ópticos? - Astronomia

O Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí divulgou a notável primeira imagem de astronomia infravermelha obtida pelo telescópio de 2,2 metros em Mauna Kea.

MAUNA KEA, Havaí: O Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí divulgou a notável primeira imagem de astronomia infravermelha na quinta-feira, que foi tirada por seu telescópio de 2,2 metros em Mauna Kea com o novo sensor de imagem HAWAII 4RG-15 de 16 megapixels.

O campo observado tem 4096 pixels quadrados e metade do diâmetro da lua. Está centrado na Galáxia Whirlpool (M51) na constelação Canes Venatici, que é vista de frente. Ele está interagindo gravitacionalmente com a galáxia companheira menor. A formação espetacular de estrelas foi desencadeada por esta companheira vindo do disco principal de M51 cerca de 500 milhões de anos atrás e retornando através dele nos últimos 50 a 100 milhões de anos. M51 pode ser visto através de binóculos em um local no céu escuro e é familiar para astrônomos amadores. Crédito: UH Institute for Astronomy.

A Universidade do Havaí divulgou hoje a primeira imagem obtida usando seu novo sensor de imagem HAWAII 4RG-15 (H4RG-15) de 16 megapixels no telescópio UH de 2,2 metros (88 polegadas) em Mauna Kea. Isso representa um avanço significativo na tecnologia de infravermelho astronômico porque é a primeira vez que um sensor com tantos pixels infravermelhos é treinado no céu.

A imagem mostra a Galáxia Whirlpool, uma galáxia espiral a 23 milhões de anos-luz de distância. "Os detalhes capturados em toda esta imagem infravermelha estendida realmente aguçam nosso apetite para colocar esses sensores em câmeras em telescópios mais novos e muito maiores", disse o Dr. Donald NB Hall do UH Institute for Astronomy (IfA), que é o principal investigador do projeto. “O nível de detalhe revelado pelo zoom digital em qualquer lugar na imagem de 16 megapixels é realmente incrível.”

Este sensor possui 16 vezes a contagem de pixels de um sensor anterior desenvolvido pela mesma equipe e instalado no Telescópio Espacial Hubble durante a última missão de renovação dos astronautas. Ele também tem quatro vezes a contagem de pixels dos maiores sensores infravermelhos agora em uso em telescópios ao redor do mundo.

Embora a contagem de 16 megapixels seja comparável às imagens comerciais nas câmeras digitais profissionais de hoje, os sensores infravermelhos usados ​​para astronomia também devem superar dois desafios técnicos formidáveis: Os pixels devem ser sensíveis às cores infravermelhas e devem ser grandes o suficiente para corresponder à grande ampliação da imagem de um grande telescópio.

O desenvolvimento do H4RG-15, patrocinado pela National Science Foundation, superou esses desafios por meio de uma parceria acadêmico-industrial que se baseia na experiência combinada de IfA, Teledyne Scientific and Imaging, GL Scientific e ON Semiconductor. Este sensor mais recente é o resultado de um esforço de 20 anos e US $ 15 milhões que desenvolveu cinco gerações de sensores infravermelhos cada vez maiores e mais poderosos da série HAWAII. A sigla significa HgCdTe (mercúrio-cádmio-telureto) Astronomical Wide Area Infrared Imager.

Para superar o primeiro desses grandes desafios - que o silício usado para fabricar imagens visíveis é cego para a luz infravermelha - os cristais sensíveis ao infravermelho devem ser conectados eletricamente a cada um dos 16 milhões de pixels.

O segundo desafio, combinar a escala da imagem no foco de um grande telescópio, significa que os pixels devem ser enormes - várias centenas de vezes maiores do que os pixels de um iPhone, resultando em um dos maiores chips de silício já produzidos.

Vistas frontal e traseira de um sensor H4RG-15 quadrado de 2-1 / 2 pol. Montado em seu pacote de carboneto de silício. A Teledyne Imaging Sensors, líder mundial na criação de sensores infravermelhos, conecta eletricamente cristais sensíveis ao infravermelho a cada um dos 16 milhões de pixels, cultivando uma liga de telureto de mercúrio e telureto de cádmio em uma pastilha que corresponde à leitura, implantando os 16 milhões de fotodíodos individuais e depositando um minúsculo ponto (0,0002 polegada) de índio no centro de cada pixel. Este conjunto de detector infravermelho é então precisamente alinhado com pontos de índio correspondentes na leitura CMOS, e os dois são presos juntos com centenas de libras de força para completar as conexões elétricas, um processo conhecido como hibridização. A Teledyne então monta o sensor híbrido em um pacote personalizado produzido pela GL Scientific. Crédito: GL Scientific.

O HAWAII-4RG-15 ultrapassa os limites da tecnologia atual e previsível. Sensores maiores provavelmente podem ser construídos apenas pela montagem de mosaicos de matrizes individuais, da mesma forma que ladrilhar um piso. Com essa técnica, sensores infravermelhos de 64 megapixels e até mesmo da classe de gigapixels devem ser possíveis. A GL Scientific, uma empresa de alta tecnologia do Havaí fundada pelo ex-astrônomo do IfA, Dr. Gerard Luppino, é líder mundial na montagem de sensores em pacotes e na montagem deles em mosaicos.

O programa de desenvolvimento de sensor infravermelho-óptico (IO) é executado nas instalações de Hilo do IfA na Ilha Grande do Havaí, onde Hall está localizado. “Esses detectores são vitais para o sucesso a longo prazo do Telescópio Espacial James Webb e outras missões astronômicas espaciais futuras”, comentou. “Eles também melhoram muito a sensibilidade infravermelha dos telescópios terrestres, como os do Mauna Kea hoje, e são essenciais para a próxima geração de telescópios da classe 30 m, incluindo o Telescópio de 30 metros planejado para Mauna Kea.”

ACIMA DE: As quatro leituras do H4RG-15 que podem ser encaixadas em um wafer de silício de oito polegadas (mostrado à esquerda) contrastam com os 400 mais chips de computador típicos no wafer à direita. (Para efeito de comparação, um chip de câmera do iPhone caberá facilmente na caneta.) Os rendimentos sem precedentes para essas leituras de silício em grande escala podem ser atribuídos à experiência e aos esforços de melhoria de rendimento feitos pelas equipes de fabricação de wafer da ON Semiconductor conduzidas pela Unidade de Negócios de Fundição Customizada . A conquista é resultado direto do foco de mais de 35 anos da empresa em atender às necessidades técnicas de seus clientes militares e aeronáuticos. Os wafers de silício para essas leituras de H4RG-15 foram fabricados na fábrica de wafer da ON Semiconductor localizada em Gresham, Oregon. Crédito: ON Semiconductor.


Conteúdo

Antecipando significativamente os observatórios atuais, há evidências de astronomia ativa em Mauna Kea no Mapa do Escritório Terrestre de 1901 da Ilha do Havaí, mostrando a "Estação Astronômica do Havaí" perto do cume do Mauna Kea.

Depois de estudar fotos para o programa Apollo da NASA que continham mais detalhes do que qualquer telescópio terrestre, Gerard Kuiper começou a procurar um local árido para estudos infravermelhos. [3] [4] Enquanto ele começou a procurar no Chile, ele também decidiu realizar testes nas ilhas havaianas. Os testes no Haleakalā de Maui foram promissores, mas a montanha estava muito baixa na camada de inversão e frequentemente coberta por nuvens. Na "Ilha Grande" do Havaí, Mauna Kea é considerada a ilha de montanha mais alta do mundo. Embora o cume seja frequentemente coberto de neve, o ar é extremamente seco. [3] Kuiper começou a estudar a possibilidade de um observatório em Mauna Kea. Após o teste, ele descobriu que a baixa umidade era perfeita para sinais infravermelhos. Ele persuadiu o governador do Havaí, John A. Burns, a demolir uma estrada de terra até o cume, onde construiu um pequeno telescópio em Pu'u Poli'ahu, um pico cônico de cinzas. [3] [5] [6] O pico era o segundo mais alto da montanha, sendo o pico mais alto o solo sagrado, então Kuiper o evitou. [7]: 25 Em seguida, Kuiper tentou recrutar a NASA para financiar uma instalação maior com um grande telescópio, habitação e outras estruturas necessárias. A NASA, por sua vez, decidiu tornar o projeto aberto à competição. O professor de física John Jefferies, da Universidade do Havaí, fez uma oferta em nome da universidade. [3] [8] [9] Jefferies ganhou sua reputação por meio de observações no Observatório do Pico de Sacramento. A proposta era um telescópio de dois metros para atender às necessidades da NASA e da universidade. Embora grandes telescópios não sejam normalmente concedidos a universidades sem astrônomos bem estabelecidos, Jefferies e UH receberam o contrato da NASA, enfurecendo Kuiper, que sentiu que "sua montanha" havia sido "roubada" de ele. [3] [10] Kuiper abandonaria seu local (o primeiro telescópio em Mauna Kea) durante a competição e começaria a trabalhar no Arizona em um projeto diferente da NASA. Após testes consideráveis ​​pela equipe de Jefferies, os melhores locais foram determinados perto do cume, no topo dos cones de concreto. Os testes também determinaram que Mauna Kea é excelente para visualização noturna devido a muitos fatores, incluindo o ar rarefeito, ventos alísios constantes e estar rodeado pelo mar. Jefferies construiria um telescópio de 2,24 metros com o estado do Havaí concordando em construir uma estrada confiável para todas as condições climáticas até o cume. A construção começou em 1967 e a primeira luz foi vista em 1970. [3]

Outros grupos começaram a solicitar sublocações no topo da montanha recém-acessível. Em 1970, dois telescópios de 24 pol. (0,6 m) foram construídos pela Força Aérea dos Estados Unidos e pelo Observatório Lowell. Em 1973, Canadá e França concordaram em construir o CFHT de 3,6 m em Mauna Kea. [11] No entanto, organizações locais começaram a levantar preocupações sobre o impacto ambiental do observatório. Isso levou o Departamento de Terras e Recursos Naturais a preparar um plano de manejo inicial, elaborado em 1977 e complementado em 1980. Em janeiro de 1982, o Conselho de Regentes da Universidade do Havaí aprovou um plano para apoiar o desenvolvimento contínuo de instalações científicas no local. [12] Em 1998, 2.033 acres (823 ha) foram transferidos do arrendamento do observatório para complementar a Reserva da Idade do Gelo Mauna Kea. O plano de 1982 foi substituído em 2000 por uma extensão projetada para servir até 2020: instituiu um Office of Mauna Kea Management, [13] designado 525 acres (212 ha) para astronomia, e mudou os restantes 10.763 acres (4.356 ha) para " preservação natural e cultural ”. Este plano foi revisado posteriormente para atender à preocupação expressa na comunidade havaiana de que a falta de respeito estava sendo demonstrada em relação ao valor cultural que a montanha personificava para os povos indígenas da região. [12]

Em 2012 [atualização], a Reserva de Ciências Mauna Kea tinha 13 instalações de observação, cada uma financiada por até 11 países. É um dos principais observatórios do mundo para astronomia óptica, infravermelha e submilimétrica e, em 2009, foi o maior medido pelo poder de coleta de luz. [14] Existem nove telescópios trabalhando no espectro visível e infravermelho, três no espectro submilímetro e um no espectro de rádio, com espelhos ou antenas que variam de 0,9 a 25 m (3 a 82 pés). [15] Em comparação, o Telescópio Espacial Hubble tem um espelho de 2,4 m (7,9 pés), semelhante em tamanho ao UH88, agora o segundo menor telescópio na montanha. [15]

Editar controvérsias

Novos telescópios planejados, incluindo o Thirty Meter Telescope, têm atraído polêmica devido ao seu potencial impacto cultural e ecológico. [16] [17] A extensão "estabilizador" do multi-telescópio para os telescópios Keck, que exigia novos locais, foi eventualmente cancelada. [18] Três ou quatro dos 13 telescópios existentes na montanha devem ser desmontados na próxima década com a proposta do TMT de ser a última área em Mauna Kea em que qualquer telescópio seria construído. [19]

A reserva foi criada em 1968 e é arrendada pelo Departamento de Terras e Recursos Naturais do Estado do Havaí (DLNR). [20] A Universidade do Havaí administra o local [20] e arrenda terras para várias instalações multinacionais, que investiram mais de $ 2 bilhões em ciência e tecnologia. [1] O arrendamento expira em 2033 e depois disso 40 de 45 quilômetros quadrados (25 de 28 milhas quadradas) revertem para o estado do Havaí. [19]

A altitude e o isolamento no meio do Oceano Pacífico fazem de Mauna Kea um dos melhores locais da Terra para astronomia terrestre. É um local ideal para observações submilimétricas, infravermelhas e ópticas. As estatísticas de visão mostram que Mauna Kea é o melhor site em termos de qualidade de imagem óptica e infravermelha, por exemplo, o site CFHT tem uma visão mediana de 0,43 segundos de arco.

As acomodações para astrônomos de pesquisa estão localizadas no Onizuka Center for International Astronomy (freqüentemente chamado de Hale Pōhaku), a 7 milhas (11 km) por uma estrada íngreme não pavimentada do cume a 9.300 pés (2.800 m) acima do nível do mar.

Uma estação de informação ao visitante adjacente está localizada a 9.200 pés (2.800 m). O cume do Mauna Kea é tão alto que os turistas são aconselhados a parar na estação do visitante por pelo menos 30 minutos para se aclimatar às condições atmosféricas antes de continuar até o cume, e os cientistas costumam ficar em Hale Pōhaku por oito horas ou mais antes de passarem um período completo noite em observatórios no cume, com alguns telescópios exigindo que os observadores passem uma noite inteira em Hale Pōhaku antes de trabalhar no cume.


Conteúdo

Em 26 de abril de 2010, o Conselho do Observatório Europeu do Sul (ESO) selecionou Cerro Armazones, Chile, como local de referência para o ELT planejado. [13] Outros locais que estavam em discussão incluíam Cerro Macon, Salta, na Argentina Roque de los Muchachos Observatory, nas Ilhas Canárias e locais no Norte da África, Marrocos e Antártica. [14] [15]

Os primeiros projetos incluíam um espelho primário segmentado com um diâmetro de 42 metros (140 pés) e uma área de cerca de 1.300 m 2 (14.000 pés quadrados), com um espelho secundário com um diâmetro de 5,9 m (19 pés). No entanto, em 2011 foi apresentada uma proposta para reduzir seu tamanho em 13% para 978 m 2, para um espelho primário de 39,3 m (130 pés) de diâmetro e um espelho secundário de 4,2 m (14 pés) de diâmetro. [1] Reduziu os custos projetados de 1,275 bilhão para 1,055 bilhão de euros e deve permitir que o telescópio seja concluído mais cedo. O secundário menor é uma mudança particularmente importante de 4,2 m (14 pés), o que o coloca dentro das capacidades de vários fabricantes, e a unidade de espelho mais leve evita a necessidade de materiais de alta resistência na aranha de suporte do espelho secundário. [16]: 15

O Diretor-Geral do ESO comentou em um comunicado à imprensa de 2011 que "Com o novo design do E-ELT, ainda podemos satisfazer os objetivos ousados ​​da ciência e também garantir que a construção possa ser concluída em apenas 10-11 anos." [18] O Conselho do ESO endossou o projeto de linha de base revisado em junho de 2011 e esperava uma proposta de construção para aprovação em dezembro de 2011. [18] O financiamento foi subsequentemente incluído no orçamento de 2012 para o trabalho inicial a começar no início de 2012. [19] O projeto recebeu a aprovação preliminar em junho de 2012. [6] O ESO aprovou o início da construção em dezembro de 2014, com mais de 90% de financiamento do orçamento nominal garantido. [8]

A fase de design do anastigmat de 5 espelhos foi totalmente financiada pelo orçamento do ESO. Com as mudanças de 2011 no projeto da linha de base (como uma redução no tamanho do espelho primário de 42 m para 39,3 m), em 2017 o custo de construção foi estimado em € 1,15 bilhões (incluindo instrumentos de primeira geração). [20] [21] Em 2014, o início das operações estava previsto para 2024. [10] A construção real começou oficialmente no início de 2017. [22]

O ESO se concentrou no projeto atual depois que um estudo de viabilidade concluiu que o proposto telescópio de 100 m (328 pés) de diâmetro, o Telescópio Esmagadoramente Grande, custaria € 1,5 bilhão (£ 1 bilhão) e seria muito complexo. Tanto a tecnologia de fabricação atual quanto as restrições de transporte rodoviário limitam os espelhos individuais a cerca de 8 m (26 pés) por peça. Os próximos maiores telescópios atualmente em uso são os Telescópios Keck, o Gran Telescopio Canarias e o Grande Telescópio da África do Sul, cada um usando pequenos espelhos hexagonais montados juntos para fazer um espelho composto com um pouco mais de 10 m (33 pés) de diâmetro. O ELT usa um design semelhante, bem como técnicas para contornar a distorção atmosférica da luz incidente, conhecida como óptica adaptativa. [23]

Um espelho de 40 metros permitirá o estudo da atmosfera de planetas extrasolares. [24] O ELT é a maior prioridade nas atividades europeias de planeamento para infraestruturas de investigação, como o Astronet Science Vision and Infrastructure Roadmap e o ESFRI Roadmap. [25] O telescópio passou por um estudo de Fase B em 2014 que incluiu "contratos com a indústria para projetar e fabricar protótipos de elementos-chave como os segmentos de espelho primário, o quarto espelho adaptativo ou a estrutura mecânica (.) [E] estudos de conceito para oito instrumentos ". [26]

O ELT usará um design inovador com um total de cinco espelhos. [27] Os primeiros três espelhos são curvos (não esféricos) e formam um design anastigmat de três espelhos para excelente qualidade de imagem no campo de visão de 10 minutos de arco (um terço da largura da Lua cheia). O quarto e o quinto espelhos são (quase) planos e fornecem correção óptica adaptativa para distorções atmosféricas (espelho 4) e correção de inclinação para estabilização de imagem (espelho 5). O quarto e o quinto espelhos também enviam a luz lateralmente para uma das estações focais Nasmyth em ambos os lados da estrutura do telescópio, permitindo que vários instrumentos grandes sejam montados simultaneamente.

Espelho ELT e contratos de sensores Editar

Editar espelho primário

A superfície do espelho primário de 39 metros será composta por 798 segmentos hexagonais, cada um medindo aproximadamente 1,4 metros de largura e 50 mm de espessura. [29] A cada dia útil, dois segmentos serão revestidos novamente e substituídos para garantir que o espelho esteja sempre limpo e altamente refletivo.

Os sensores de borda medem constantemente as posições relativas dos segmentos do espelho primário e seus vizinhos. Os atuadores de posição 2394 (3 para cada segmento) usam essas informações para apoiar o sistema, mantendo a forma geral da superfície inalterada contra deformações causadas por fatores externos, como vento, mudanças de temperatura ou vibrações. [30]

Em janeiro de 2017, [31] o ESO adjudicou o contrato de fabricação dos sensores de borda 4608 ao consórcio FAMES, que é composto por Fogale [32] e Micro-Epsilon. [33] Esses sensores podem medir posições relativas com uma precisão de alguns nanômetros, a mais precisa já usada em um telescópio.

Em maio de 2017, o ESO concedeu dois contratos adicionais. Um foi concedido à Schott AG, que fabricará os blanks dos 798 segmentos, bem como 133 segmentos adicionais como parte de um conjunto de manutenção, permitindo que os segmentos sejam removidos, substituídos e limpos em uma base rotativa, uma vez que o ELT esteja em Operação. O espelho será feito da mesma cerâmica Zerodur de baixa expansão que os espelhos do Very Large Telescope existentes no Chile.

O outro contrato foi concedido à empresa francesa Safran Reosc, [35] uma subsidiária da Safran Electronics & amp Defense. Eles receberão os blanks do espelho da Schott e polirão um segmento de espelho por dia para cumprir o prazo de 7 anos. Durante este processo, cada segmento será polido até que não tenha nenhuma irregularidade superficial maior que 7,5 nm RMS. Posteriormente, o Safran Reosc montará, testará e concluirá todos os testes ópticos antes da entrega. Este é o segundo maior contrato para a construção do ELT e o terceiro maior contrato que o ESO já assinou.

As unidades do sistema de suporte de segmento para o espelho primário são projetadas e produzidas por CESA (Espanha) [36] e VDL (Holanda). Os contratos assinados com o ESO incluem também a entrega de instruções detalhadas e completas e desenhos de engenharia para a sua produção. Além disso, incluem o desenvolvimento dos procedimentos necessários para integrar os suportes com os segmentos de vidro ELT para manusear e transportar os conjuntos de segmentos e para operá-los e mantê-los. [37]

Espelho secundário Editar

Fazer o espelho secundário é um grande desafio, pois é altamente convexo e asférico. Também é muito grande, com 4,2 metros de diâmetro e pesando 3,5 toneladas, será o maior espelho secundário já empregado em um telescópio e o maior espelho convexo já produzido.

Em janeiro de 2017, [31] o ESO concedeu um contrato para a placa de espelho à Schott AG, que a fabricará de Zerodur.

Células de suporte complexas também são necessárias para garantir que os espelhos secundários e terciários flexíveis mantenham sua forma correta e a posição dessas células de suporte será fornecida pela SENER. [39]

A placa de vitrocerâmica pré-formada do espelho secundário será então polida e testada por Safran Reosc. [40] [41] O espelho será moldado e polido com uma precisão de 15 nanômetros (15 milionésimos de milímetro) sobre a superfície óptica.

Edição de espelho terciário

O espelho terciário côncavo de 3,8 metros, também feito de Zerodur, será uma característica incomum do telescópio. A maioria dos grandes telescópios atuais, incluindo o VLT e o Telescópio Espacial Hubble da NASA / ESA, usa apenas dois espelhos curvos para formar uma imagem. Nesses casos, às vezes é introduzido um espelho terciário pequeno e plano para desviar a luz para um foco conveniente. No entanto, no ELT, o espelho terciário também tem uma superfície curva, pois o uso de três espelhos proporciona uma melhor qualidade de imagem final em um campo de visão maior do que seria possível com um design de dois espelhos. [31]

Espelho quaternário Editar

O espelho quaternário de 2,4 metros é um espelho adaptativo plano, com apenas 2 milímetros de espessura. Com até 8.000 atuadores, a superfície pode ser reajustada em frequências de tempo muito altas. [42] O espelho deformável será o maior espelho adaptativo já feito, [43] e consiste em seis pétalas componentes, sistemas de controle e atuadores de bobina de voz. A distorção da imagem causada pela turbulência da atmosfera terrestre pode ser corrigida em tempo real, assim como as deformações causadas pelo vento sobre o telescópio principal. O sistema de óptica adaptativa do ELT fornecerá uma melhoria de cerca de um fator de 500 na resolução, em comparação com as melhores condições de visualização alcançadas até agora sem óptica adaptativa. [43]

O consórcio AdOptica, [44] em parceria com o INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) como subcontratados, é responsável pelo projeto e fabricação do espelho quaternário, que será enviado ao Chile até o final de 2022. [45] fabricar as conchas do espelho e também polir. [46]

Cúpula ELT e estrutura Editar

Construção de cúpula Editar

A cúpula do ELT terá uma altura de quase 74 metros do solo e um diâmetro de 86 metros, [47] tornando-se a maior cúpula já construída para um telescópio. A cúpula terá uma massa total de cerca de 5.000 toneladas, e a montagem do telescópio e a estrutura do tubo terão uma massa móvel total de cerca de 3.700 toneladas.

Para a fenda de observação, dois designs principais estavam em estudo: um com dois conjuntos de portas aninhadas e o design da linha de base atual, ou seja, um único par de grandes portas de correr. Este par de portas tem uma largura total de 45,3 m.

O ESO assinou um contrato para a sua construção, [48] juntamente com a estrutura principal dos telescópios, com o consórcio italiano ACe, constituído por Astaldi e Cimolai [49] e o subcontratado nomeado, o grupo italiano EIE. [50] A cerimônia de assinatura ocorreu em 25 de maio de 2016 [51] na Sede do ESO em Garching bei München, Alemanha.

A cúpula é para fornecer a proteção necessária para o telescópio em condições climáticas adversas e durante o dia. Vários conceitos para a cúpula foram avaliados. O conceito básico para a cúpula ELT classe 40m é uma cúpula quase hemisférica, girando sobre um píer de concreto, com portas curvas que se abrem lateralmente. Trata-se de uma reotimização do projeto anterior, visando a redução de custos, e está sendo revalidado para estar pronto para construção. [52]

Um ano após a assinatura do contrato, e após a cerimónia de lançamento da primeira pedra, em maio de 2017, o local foi entregue à ACe, significando o início da construção da estrutura principal da cúpula.

Desempenho astronômico Editar

Em termos de desempenho astronômico, a cúpula deve ser capaz de rastrear o locus de evitação zenital de 1 grau, bem como predefinir um novo alvo em 5 minutos. Isso requer que a cúpula seja capaz de acelerar e se mover a velocidades angulares de 2 graus / s (a velocidade linear é de aproximadamente 5 km / h). [53]

A cúpula é projetada para permitir liberdade total ao telescópio para que ele possa se posicionar aberto ou fechado. Também permitirá observações do zênite até 20 graus do horizonte.

Editar pára-brisa

Com uma abertura tão grande, a cúpula do ELT requer a presença de um para-brisa para proteger os espelhos do telescópio (além do secundário), da exposição direta ao vento. O design básico do pára-brisa minimiza o volume necessário para abrigá-lo. Duas lâminas esféricas, de cada lado das portas da fenda de observação, deslizam na frente da abertura do telescópio para restringir o vento.

Ventilação e ar condicionado Editar

O design da cúpula garante que a cúpula forneça ventilação suficiente para que o telescópio não seja limitado pela visão da cúpula. Para tal, a cúpula também está equipada com venezianas, sendo o pára-brisas desenhado de forma a permitir-lhes cumprir a sua função.

Simulações computacionais de dinâmica de fluidos e trabalhos em túnel de vento estão sendo realizados para estudar o fluxo de ar dentro e ao redor da cúpula, bem como a eficácia da cúpula e do pára-brisa na proteção do telescópio.

Além de ser projetado para ser estanque à água, a estanqueidade também é um dos requisitos, pois é fundamental para minimizar a carga do ar condicionado. O ar-condicionado da cúpula é necessário não apenas para preparar termicamente o telescópio para a noite que se aproxima, mas também para manter a óptica do telescópio limpa.

O ar condicionado do telescópio durante o dia é crítico e as especificações atuais permitem que a cúpula resfrie o telescópio e o volume interno em 10 ° C ao longo de 12 horas.

O ELT irá procurar planetas extrasolares - planetas orbitando outras estrelas. Isso incluirá não apenas a descoberta de planetas com massas semelhantes à da Terra por meio de medições indiretas do movimento oscilante das estrelas perturbadas pelos planetas que as orbitam, mas também a imagem direta de planetas maiores e possivelmente até a caracterização de suas atmosferas. [54] O telescópio tentará obter imagens de exoplanetas semelhantes à Terra, o que pode ser possível. [1]

Além disso, o conjunto de instrumentos do ELT permitirá aos astrônomos sondar os primeiros estágios da formação de sistemas planetários e detectar água e moléculas orgânicas em discos protoplanetários em torno de estrelas em formação. Assim, o ELT responderá a questões fundamentais sobre a formação e evolução dos planetas. [4]

Ao sondar os objetos mais distantes, o ELT fornecerá pistas para a compreensão da formação dos primeiros objetos que se formaram: estrelas primordiais, galáxias primordiais e buracos negros e suas relações. Estudos de objetos extremos, como buracos negros, se beneficiarão do poder do ELT para obter mais informações sobre os fenômenos dependentes do tempo vinculados aos vários processos em jogo em torno de objetos compactos. [54]

O ELT é projetado para fazer estudos detalhados das primeiras galáxias. As observações dessas galáxias primitivas com o ELT darão pistas que ajudarão a entender como esses objetos se formam e evoluem. Além disso, o ELT será uma ferramenta única para fazer um inventário das mudanças no conteúdo dos vários elementos do Universo com o tempo e para entender a história da formação de estrelas nas galáxias. [55]

Um dos objetivos do ELT é a possibilidade de fazer uma medição direta da aceleração da expansão do Universo. Tal medição teria um grande impacto em nossa compreensão do Universo. O ELT também pesquisará possíveis variações nas constantes físicas fundamentais com o tempo. Uma detecção inequívoca de tais variações teria consequências de longo alcance para nossa compreensão das leis gerais da física. [55]


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O telescópio é mais uma descoberta de artesãos ópticos do que uma invenção de um cientista.[1] [2] As lentes e as propriedades de refratar e refletir a luz eram conhecidas desde a antiguidade, e a teoria sobre como elas funcionavam foi desenvolvida por antigos filósofos gregos, preservada e expandida no mundo islâmico medieval, e atingiu um nível significativo estado avançado na época da invenção do telescópio no início da Europa moderna. [3] [4] Mas a etapa mais significativa citada na invenção do telescópio foi o desenvolvimento da fabricação de lentes para óculos, [2] [5] [6] primeiro em Veneza e Florença no século XIII, [7] e mais tarde, nos centros de produção de espetáculos na Holanda e na Alemanha. [8] Foi na Holanda em 1608 onde os primeiros documentos descrevendo um telescópio óptico refrator surgiram na forma de uma patente registrada pelo fabricante de óculos Hans Lippershey, seguida algumas semanas depois por reivindicações de Jacob Metius, e um terceiro requerente desconhecido, que eles também sabiam desta "arte". [9]

A notícia da invenção se espalhou rapidamente e Galileo Galilei, ao ouvir sobre o dispositivo, estava fazendo seus próprios projetos aprimorados em um ano e foi o primeiro a publicar resultados astronômicos usando um telescópio. [10] O telescópio de Galileu usava uma lente objetiva convexa e uma lente ocular côncava, um design agora chamado de telescópio galileano. Johannes Kepler propôs uma melhoria no design [11] que usava uma ocular convexa, frequentemente chamada de Telescópio Kepleriano.

O próximo grande passo no desenvolvimento de refratores foi o advento das lentes acromáticas no início do século 18, [12] que corrigiu a aberração cromática nos telescópios Keplerianos até então - permitindo instrumentos muito mais curtos com objetivas muito maiores. [ citação necessária ]

Para telescópios refletivos, que usam um espelho curvo no lugar das lentes objetivas, a teoria precedeu a prática. A base teórica para espelhos curvos com comportamento semelhante a lentes foi provavelmente estabelecida por Alhazen, cujas teorias foram amplamente disseminadas nas traduções latinas de sua obra. [13] Logo após a invenção do telescópio refrator, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo e outros, estimulados por seu conhecimento de que os espelhos curvos tinham propriedades semelhantes às lentes, discutiram a ideia de construir um telescópio usando um espelho como objetivo formador de imagem . [14] As vantagens potenciais do uso de espelhos parabólicos (principalmente uma redução da aberração esférica com eliminação da aberração cromática) levaram a vários projetos propostos para telescópios refletivos, [15] o mais notável dos quais foi publicado em 1663 por James Gregory e veio a ser chamado de telescópio Gregoriano, [16] [17] mas nenhum modelo funcional foi construído. Isaac Newton foi geralmente creditado com a construção dos primeiros telescópios refletores práticos, o telescópio Newtoniano, em 1668 [18], embora devido à sua dificuldade de construção e ao fraco desempenho dos espelhos de metal usados, levou mais de 100 anos para os refletores se tornarem populares . Muitos dos avanços nos telescópios refletivos incluíram a perfeição da fabricação de espelhos parabólicos no século 18, [19] espelhos de vidro revestidos de prata no século 19, revestimentos de alumínio de longa duração no século 20, [20] espelhos segmentados para permitir diâmetros maiores e óptica ativa para compensar a deformação gravitacional. Uma inovação de meados do século 20 foram os telescópios catadióptricos, como a câmera Schmidt, que usa uma lente (placa corretora) e um espelho como elementos ópticos primários, usados ​​principalmente para imagens de campo amplo sem aberração esférica. [ citação necessária ]

O final do século 20 viu o desenvolvimento de óptica adaptativa e telescópios espaciais para superar os problemas de visão astronômica. [ citação necessária ]

A revolução eletrônica do início do século 21 levou ao desenvolvimento de telescópios conectados por computador na década de 2010, que permitem que observadores não profissionais observem estrelas e satélites usando equipamentos de custo relativamente baixo, aproveitando as vantagens das técnicas astrofotográficas digitais desenvolvidas por astrônomos profissionais nas décadas anteriores . Uma conexão eletrônica com um computador (smartphone, pad ou laptop) é necessária para fazer observações astronômicas dos telescópios. A tecnologia digital permite que várias imagens sejam empilhadas enquanto subtrai o componente de ruído da observação, produzindo imagens de objetos Messier e estrelas fracas tão fracas quanto uma magnitude aparente de 15 com equipamentos de consumo. [21] [22]

O esquema básico é que o elemento principal de coleta de luz, a objetiva (1) (a lente convexa ou espelho côncavo usado para coletar a luz que entra), focaliza essa luz do objeto distante (4) para um plano focal onde forma um imagem real (5). Esta imagem pode ser gravada ou vista através de uma ocular (2), que funciona como uma lente de aumento. O olho (3) então vê uma imagem virtual ampliada invertida (6) do objeto.

Imagens invertidas Editar

A maioria dos projetos de telescópio produz uma imagem invertida no plano focal, estes são referidos como invertendo telescópios. Na verdade, a imagem é virada de cabeça para baixo e invertida da esquerda para a direita, de modo que, ao mesmo tempo, é girada 180 graus a partir da orientação do objeto. Em telescópios astronômicos, a visão girada normalmente não é corrigida, uma vez que não afeta a forma como o telescópio é usado. No entanto, uma diagonal de espelho é freqüentemente usada para colocar a ocular em um local de visualização mais conveniente e, nesse caso, a imagem é ereta, mas ainda invertida da esquerda para a direita. Em telescópios terrestres, como lunetas, monoculares e binóculos, prismas (por exemplo, prismas Porro) ou uma lente de relé entre a objetiva e a ocular são usados ​​para corrigir a orientação da imagem. Existem projetos de telescópios que não apresentam uma imagem invertida, como o refrator galileu e o refletor gregoriano. Estes são referidos como erigindo telescópios.

Variantes de design Editar

Muitos tipos de telescópio dobram ou desviam o caminho óptico com espelhos secundários ou terciários. Estes podem ser parte integrante do design óptico (telescópio newtoniano, refletor Cassegrain ou tipos semelhantes) ou podem simplesmente ser usados ​​para colocar a ocular ou o detector em uma posição mais conveniente. Projetos de telescópio também podem usar lentes ou espelhos adicionais especialmente projetados para melhorar a qualidade da imagem em um campo de visão maior.

As especificações de design estão relacionadas às características do telescópio e como ele funciona opticamente. Várias propriedades das especificações podem mudar com o equipamento ou acessórios usados ​​com o telescópio, como lentes Barlow, diagonais de estrela e oculares. Esses acessórios intercambiáveis ​​não alteram as especificações do telescópio, porém alteram a forma como as propriedades do telescópio funcionam, normalmente ampliação, campo de visão aparente (FOV) e campo de visão real.

Edição de capacidade de resolução de superfície

A menor área de superfície resolvível de um objeto, vista através de um telescópio óptico, é a área física limitada que pode ser resolvida. É análogo à resolução angular, mas difere na definição: em vez da capacidade de separação entre fontes pontuais de luz, ela se refere à área física que pode ser resolvida. Uma maneira familiar de expressar a característica é a capacidade resolvível de feições como crateras lunares ou manchas solares. A expressão usando a fórmula é dada pelo dobro do poder de resolução R < displaystyle R> sobre o diâmetro da abertura D < displaystyle D> multiplicado pelo diâmetro do objeto D o b < displaystyle D_> multiplicado pela constante Φ < displaystyle Phi> tudo dividido pelo diâmetro aparente do objeto D a < displaystyle D_>. [23] [24]

Um exemplo usando um telescópio com uma abertura de 130 mm observando a Lua em um comprimento de onda de 550 nm, é dado por: F = 2 RD ⋅ D ob ⋅ Φ D a = 2 ⋅ 0,00055 130 ⋅ 3474,2 ⋅ 206265 1878 ≈ 3,22 < displaystyle F = < frac << frac <2R>> cdot D_ cdot Phi>> = < frac << frac <2 cdot 0.00055> <130>> cdot 3474.2 cdot 206265> <1878>> approx 3.22>

A unidade usada no diâmetro do objeto resulta nos menores recursos resolvíveis nessa unidade. No exemplo acima, eles são aproximados em quilômetros, resultando nas menores crateras da Lua que podem ser resolvidas com 3,22 km de diâmetro. O Telescópio Espacial Hubble tem uma abertura de espelho primário de 2.400 mm que fornece uma resolução de superfície de crateras lunares com 174,9 metros de diâmetro, ou manchas solares de 7365,2 km de diâmetro.

Resolução angular Editar

Ignorando o desfoque da imagem por turbulência na atmosfera (visão atmosférica) e imperfeições ópticas do telescópio, a resolução angular de um telescópio óptico é determinada pelo diâmetro do espelho primário ou lente capturando a luz (também denominado sua "abertura") .

A equação mostra que, tudo o mais sendo igual, quanto maior a abertura, melhor a resolução angular. A resolução não é dada pela ampliação máxima (ou "potência") de um telescópio. Telescópios comercializados fornecendo altos valores de potência máxima geralmente fornecem imagens ruins.

Para grandes telescópios terrestres, a resolução é limitada pela visão atmosférica. Este limite pode ser superado colocando os telescópios acima da atmosfera, por exemplo, no cume de altas montanhas, em balões e aviões que voam alto, ou no espaço. Os limites de resolução também podem ser superados por óptica adaptativa, imagem speckle ou imagem da sorte para telescópios terrestres.

Recentemente, tornou-se prático realizar a síntese de aberturas com arranjos de telescópios ópticos. Imagens de resolução muito alta podem ser obtidas com grupos de telescópios menores amplamente espaçados, ligados entre si por caminhos ópticos cuidadosamente controlados, mas esses interferômetros só podem ser usados ​​para imagens de objetos brilhantes, como estrelas, ou medição de núcleos brilhantes de galáxias ativas.

Distância focal e proporção focal Editar

O comprimento focal de um sistema óptico é uma medida de quão fortemente o sistema converge ou diverge da luz. Para um sistema óptico no ar, é a distância sobre a qual os raios inicialmente colimados são focalizados. Um sistema com menor distância focal possui maior potência ótica do que um com maior distância focal, ou seja, ele curva os raios com mais força, levando-os a um foco em uma distância menor. Em astronomia, o número f é comumente referido como o razão focal notado como N < displaystyle N>. A razão focal de um telescópio é definida como a distância focal f < displaystyle f> de uma objetiva dividida por seu diâmetro D < displaystyle D> ou pelo diâmetro de um batente de abertura no sistema. O comprimento focal controla o campo de visão do instrumento e a escala da imagem que é apresentada no plano focal a uma ocular, placa de filme ou CCD.

Um exemplo de um telescópio com uma distância focal de 1200 mm e diâmetro de abertura de 254 mm é dado por: N = f D = 1200 254 ≈ 4,7 < displaystyle N = < frac > = < frac <1200> <254>> approx 4.7>

Razões focais numericamente grandes são consideradas longo ou lento. Números pequenos são baixo ou Rápido. Não existem linhas precisas para determinar quando usar esses termos, e um indivíduo pode levar em consideração seus próprios padrões de determinação. Entre os telescópios astronômicos contemporâneos, qualquer telescópio com uma razão focal mais lenta (número maior) do que f / 12 é geralmente considerado lento, e qualquer telescópio com uma razão focal mais rápida (número menor) do que f / 6 é considerado rápido. Os sistemas mais rápidos geralmente têm mais aberrações ópticas longe do centro do campo de visão e geralmente exigem mais designs de oculares do que os mais lentos. Um sistema rápido é frequentemente desejado para fins práticos em astrofotografia com o propósito de reunir mais fótons em um determinado período de tempo do que um sistema mais lento, permitindo que a fotografia com lapso de tempo processe o resultado mais rapidamente.

Telescópios de campo amplo (como astrógrafos), são usados ​​para rastrear satélites e asteróides, para pesquisas de raios cósmicos e para levantamentos astronômicos do céu. É mais difícil reduzir as aberrações ópticas em telescópios com razão f baixa do que em telescópios com razão f maior.

Editar poder de coleta de luz

O poder de captação de luz de um telescópio óptico, também conhecido como alcance de luz ou ganho de abertura, é a capacidade de um telescópio de coletar muito mais luz do que o olho humano. Seu poder de coleta de luz é provavelmente sua característica mais importante. O telescópio atua como um balde leve, coletando todos os fótons que descem sobre ele de um objeto distante, onde um balde maior captura mais fótons, resultando em mais luz recebida em um determinado período de tempo, efetivamente iluminando a imagem. É por isso que as pupilas de seus olhos aumentam à noite, de modo que mais luz atinge as retinas. O poder de acumulação P < displaystyle P> comparado ao olho humano é o resultado ao quadrado da divisão da abertura D < displaystyle D> sobre o diâmetro da pupila do observador D p < displaystyle D_

>, [23] [24] com um adulto médio tendo um diâmetro de pupila de 7 mm. Pessoas mais jovens têm diâmetros maiores, normalmente considerados de 9 mm, pois o diâmetro da pupila diminui com a idade.

Um exemplo de poder de captação de uma abertura com 254 mm em comparação com o diâmetro da pupila de um adulto de 7 mm é dado por: P = (D D p) 2 = (254 7) 2 ≈ 1316,7 < displaystyle P = left (< frac <>

>> right) ^ <2> = left (< frac <254> <7>> right) ^ <2> approx 1316,7>

O poder de coleta de luz pode ser comparado entre os telescópios comparando as áreas A < displaystyle A> das duas aberturas diferentes.

Como exemplo, o poder de captação de luz de um telescópio de 10 metros é 25x maior do que um telescópio de 2 metros: p = A 1 A 2 = π 5 2 π 1 2 = 25 < displaystyle p = < frac >>> = < frac < pi 5 ^ <2>> < pi 1 ^ <2> >> = 25>

Para o levantamento de uma determinada área, o campo de visão é tão importante quanto o poder de coleta de luz bruta. Telescópios de levantamento, como o Large Synoptic Survey Telescope, tentam maximizar o produto da área do espelho e do campo de visão (ou etendue) ao invés da capacidade bruta de coleta de luz sozinha.

Edição de ampliação

A ampliação por meio de um telescópio faz um objeto parecer maior, enquanto limita o FOV. A ampliação é muitas vezes enganosa como o poder óptico do telescópio, sua característica é o termo mais incompreendido usado para descrever o mundo observável. [ esclarecimento necessário ] Em ampliações maiores, a qualidade da imagem reduz significativamente, o uso de uma lente Barlow aumenta a distância focal efetiva de um sistema óptico - multiplica a redução da qualidade da imagem.

Efeitos secundários semelhantes podem estar presentes ao usar diagonais de estrelas, como a luz viaja através de uma variedade de lentes que aumentam ou diminuem a distância focal efetiva. A qualidade da imagem geralmente depende da qualidade da ótica (lentes) e das condições de visualização - não da ampliação.

A ampliação em si é limitada por características ópticas. Com qualquer telescópio ou microscópio, além de uma ampliação máxima prática, a imagem parece maior, mas não mostra mais detalhes. Ocorre quando o menor detalhe que o instrumento pode resolver é ampliado para coincidir com o menor detalhe que o olho pode ver. A ampliação além deste máximo é às vezes chamada ampliação vazia.

Para obter o máximo de detalhes de um telescópio, é fundamental escolher a ampliação certa para o objeto que está sendo observado. Alguns objetos aparecem melhor em baixa potência, alguns em alta potência e muitos em uma ampliação moderada. Existem dois valores de ampliação, um mínimo e um máximo. Um campo de visão mais amplo pode ser usado para manter o mesmo comprimento focal da ocular enquanto fornece a mesma ampliação através do telescópio. Para um telescópio de boa qualidade operando em boas condições atmosféricas, a ampliação máxima utilizável é limitada pela difração.

Edição Visual

Um exemplo de ampliação visual usando um telescópio com distância focal de 1200 mm e ocular de 3 mm é dado por: M = f f e = 1200 3 = 400 < displaystyle M = < frac <>>> = < frac <1200> <3>> = 400>

Edição mínima

Existe a menor ampliação utilizável em um telescópio. O aumento do brilho com ampliação reduzida tem um limite relacionado a algo chamado pupila de saída. A pupila de saída é o cilindro de luz que sai da ocular, portanto, quanto menor a ampliação, maior é a pupila de saída. O mínimo M m < displaystyle M_> pode ser calculado dividindo a abertura do telescópio D < displaystyle D> sobre o diâmetro da pupila de saída D e p < displaystyle D_>. [25] Diminuir a ampliação além desse limite não pode aumentar o brilho; neste limite, não há benefício para diminuir a ampliação. Da mesma forma, calculando o aluno de saída D e p < displaystyle D_> é uma divisão do diâmetro de abertura D < displaystyle D> e a ampliação visual M < displaystyle M> usada. O mínimo muitas vezes não pode ser alcançado com alguns telescópios, um telescópio com uma distância focal muito longa pode exigir um comprimento focal mais longo ocular do que é possível.

Um exemplo da menor ampliação utilizável usando uma abertura de 254 mm e uma pupila de saída de 7 mm é dado por: M m = D D e p = 254 7 ≈ 36 < displaystyle M_= < frac <>>> = < frac <254> <7>> approx 36>, enquanto o diâmetro da pupila de saída usando uma abertura de 254 mm e ampliação de 36x é dado por: D e p = D M = 254 36 ≈ 7 < displaystyle D_= < frac > = < frac <254> <36>> approx 7>

Edição Ótima

  • Para objetos pequenos com baixo brilho de superfície (como galáxias), use uma ampliação moderada.
  • Para objetos pequenos com alto brilho de superfície (como nebulosas planetárias), use uma grande ampliação.
  • Para objetos grandes, independentemente do brilho da superfície (como nebulosas difusas), use uma ampliação baixa, geralmente na faixa de ampliação mínima.

Somente a experiência pessoal determina as melhores ampliações ótimas para os objetos, contando com habilidades de observação e condições de visão.

Campo de visão Editar

O campo de visão é a extensão do mundo observável visto em qualquer momento, por meio de um instrumento (por exemplo, telescópio ou binóculos) ou a olho nu. Existem várias expressões de campo de visão, sendo uma especificação de uma ocular ou uma característica determinada a partir de uma combinação de ocular e telescópio. Um limite físico deriva da combinação em que o FOV não pode ser visto além de um máximo definido, devido à difração da ótica.

Edição Aparente

FOV aparente é o mundo observável observado através de uma ocular sem inserção em um telescópio. É limitado pelo tamanho do cano usado em um telescópio, geralmente com telescópios modernos que têm 1,25 ou 2 polegadas de diâmetro. Um FOV mais amplo pode ser usado para obter um mundo observável mais vasto, com a mesma ampliação em comparação com um FOV menor, sem comprometer a ampliação.Observe que aumentar o FOV reduz o brilho da superfície de um objeto observado, pois a luz coletada é espalhada por mais área, em termos relativos, aumentar a área de observação reduz proporcionalmente o brilho da superfície escurecendo o objeto observado. As oculares FOV largas funcionam melhor em ampliações baixas com grandes aberturas, onde o tamanho relativo de um objeto é visualizado em padrões comparativos mais elevados com ampliação mínima, dando uma imagem geral mais brilhante para começar.

True Edit

O verdadeiro FOV é o mundo observável observado através de uma ocular inserida em um telescópio. Conhecer o verdadeiro FOV das oculares é muito útil, pois pode ser usado para comparar o que é visto através da ocular com gráficos estelares impressos ou computadorizados que ajudam a identificar o que é observado. FOV verdadeiro v t < displaystyle v_> é a divisão do FOV aparente v a < displaystyle v_> sobre a ampliação M < displaystyle M>. [23] [24]

Um exemplo de FOV verdadeiro usando uma ocular com FOV aparente de 52 ° usado com ampliação de 81,25x é dado por: v t = v a M = 52 81,25 = 0,64 ∘ < displaystyle v_= < frac > = < frac <52> <81,25 >> = 0,64 ^ < circ >>

Edição Máxima

O FOV máximo é o campo de visão real útil máximo limitado pela ótica do telescópio. É uma limitação física em que os aumentos além do máximo permanecem no máximo. FOV máx. V m < displaystyle v_> é o tamanho do cilindro B < displaystyle B> sobre o comprimento focal do telescópio f < displaystyle f> convertido de radianos para graus. [23] [24]

Um exemplo de FOV máximo usando um telescópio com um tamanho de cilindro de 31,75 mm (1,25 polegadas) e comprimento focal de 1200 mm é dado por: v m = B ⋅ 180 π f ≈ 31,75 ⋅ 57,2958 1200 ≈ 1,52 ∘ < displaystyle v_= B cdot < frac < frac <180> < pi >>> aproximadamente 31,75 cdot < frac <57.2958> <1200>> aproximadamente 1,52 ^ < circ >>

Existem muitas propriedades dos telescópios ópticos e a complexidade da observação usando um pode ser uma experiência de tarefa assustadora e a experimentação são os principais contribuintes para a compreensão de como maximizar as observações de alguém. Na prática, apenas duas propriedades principais de um telescópio determinam como a observação difere: a distância focal e a abertura. Eles se relacionam com a forma como o sistema óptico vê um objeto ou alcance e quanta luz é coletada através de uma ocular. As oculares determinam ainda como o campo de visão e a ampliação do mundo observável mudam.

Mundo observável Editar

O mundo observável é o que pode ser visto por meio de um telescópio. Ao visualizar um objeto ou alcance, o observador pode usar muitas técnicas diferentes. Entender o que pode ser visto e como ver depende do campo de visão. A visão de um objeto em um tamanho que cabe inteiramente no campo de visão é medida usando as duas propriedades do telescópio - comprimento focal e abertura, com a inclusão de uma ocular com comprimento focal adequado (ou diâmetro). Comparar o mundo observável e o diâmetro angular de um objeto mostra quanto do objeto vemos. No entanto, a relação com o sistema óptico pode não resultar em alto brilho da superfície. Os objetos celestes são freqüentemente escurecidos por causa de sua vasta distância, e os detalhes podem ser limitados por difração ou propriedades ópticas inadequadas.

Campo de visão e relação de ampliação Editar

Encontrar o que pode ser visto através do sistema óptico começa com a ocular fornecendo o campo de visão e ampliação a ampliação é dada pela divisão do comprimento focal do telescópio e da ocular. Usando um exemplo de um telescópio amador, como um telescópio newtoniano com uma abertura D < displaystyle D> de 130 mm (5 ") e comprimento focal f < displaystyle f> de 650 mm (25,5 polegadas), usa-se uma ocular com uma distância focal d < displaystyle d> de 8 mm e FOV aparente va < displaystyle v_> de 52 °. A ampliação na qual o mundo observável é visualizado é dada por: M = fd = 650 8 = 81,25 < displaystyle M = < frac > = < frac <650> <8>> = 81,25>. O campo de visão v t < displaystyle v_> requer a ampliação, que é formulada por sua divisão sobre o campo de visão aparente: v t = v a M = 52 81,25 = 0,64 < displaystyle v_= < frac > = < frac <52> <81,25 >> = 0,64>. O verdadeiro campo de visão resultante é de 0,64 °, não permitindo que um objeto como a nebulosa de Orion, que parece elíptica com um diâmetro angular de 65 × 60 minutos de arco, seja visível através do telescópio em sua totalidade, onde toda a nebulosa é dentro do mundo observável. O uso de métodos como esse pode aumentar muito o potencial de visualização de uma pessoa, garantindo que o mundo observável possa conter o objeto inteiro, ou seja, aumentar ou diminuir a ampliação visualizando o objeto em um aspecto diferente.

Fator de brilho Editar

O brilho da superfície em tal ampliação reduz significativamente, resultando em uma aparência muito mais escura. Uma aparência mais escura resulta em menos detalhes visuais do objeto. Detalhes como matéria, anéis, braços espirais e gases podem ser completamente escondidos do observador, dando um muito menos completo vista do objeto ou intervalo. A física determina que na ampliação mínima teórica do telescópio, o brilho da superfície seja de 100%. Praticamente, entretanto, vários fatores impedem o brilho de 100%, incluindo limitações do telescópio (comprimento focal, comprimento focal da ocular, etc.) e a idade do observador.

Alguns telescópios não conseguem atingir o brilho teórico da superfície de 100%, enquanto alguns telescópios podem alcançá-lo usando uma ocular de diâmetro muito pequeno. Para encontrar qual ocular é necessária para obter a ampliação mínima, pode-se reorganizar a fórmula de ampliação, onde agora é a divisão da distância focal do telescópio pela ampliação mínima: F m = 650 18,6 ≈ 35 < displaystyle < frac > = < frac <650> <18,6 >> approx 35>. Uma ocular de 35 mm é um tamanho não padrão e não seria comprável neste cenário para atingir 100%; seria necessário um tamanho de ocular de fabricação padrão de 40 mm. Como a ocular tem uma distância focal maior do que a ampliação mínima, uma abundância de luz perdida não é recebida pelos olhos.

Sair da edição do aluno

Edição de escala de imagem

Ao usar um CCD para registrar observações, o CCD é colocado no plano focal. Escala da imagem (às vezes chamada escala de placa) é como o tamanho angular do objeto sendo observado está relacionado ao tamanho físico da imagem projetada no plano focal

A derivação desta equação é bastante direta e o resultado é o mesmo para telescópios refletores ou refratários. No entanto, conceitualmente, é mais fácil derivar considerando um telescópio refletor. Se um objeto estendido com tamanho angular α < displaystyle alpha> for observado através de um telescópio, então, devido às Leis de reflexão e Trigonometria, o tamanho da imagem projetada no plano focal será

Portanto, a escala da imagem (tamanho angular do objeto dividido pelo tamanho da imagem projetada) será

Nenhum telescópio pode formar uma imagem perfeita. Mesmo que um telescópio refletor pudesse ter um espelho perfeito, ou um telescópio refrator pudesse ter uma lente perfeita, os efeitos da difração de abertura são inevitáveis. Na realidade, espelhos perfeitos e lentes perfeitas não existem, então as aberrações de imagem, além da difração de abertura, devem ser levadas em consideração. As aberrações de imagem podem ser divididas em duas classes principais, monocromática e policromática. Em 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) decompôs as aberrações monocromáticas de primeira ordem em cinco aberrações constituintes. Eles agora são comumente chamados de as cinco Aberrações de Seidel.

As cinco aberrações de Seidel Editar

Os defeitos ópticos são sempre listados na ordem acima, pois isso expressa sua interdependência como aberrações de primeira ordem por meio de movimentos das pupilas de saída / entrada. A primeira aberração de Seidel, aberração esférica, é independente da posição da pupila de saída (como é a mesma para lápis axial e extra-axial). O segundo, coma, muda em função da distância da pupila e da aberração esférica, daí o conhecido resultado de que é impossível corrigir o coma em uma lente sem aberração esférica simplesmente movendo a pupila. Dependências semelhantes afetam as aberrações restantes na lista.


Embrulhar

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Eu & # 8217m um 40 e pouco pai de duas meninas que ama as montanhas, ainda brinca na areia e gosta de estar ao ar livre. As montanhas estão sempre chamando meu nome.