¿Cuáles son los parámetros del telescopio astronómico?
Apertura de la lente del objetivo (d)
La apertura de la lente del objetivo es el parámetro más importante del telescopio. Generalmente se refiere a la apertura efectiva, es decir, el diámetro. de la luz clara, que también es el diámetro de la pupila de entrada del telescopio. Es el indicador principal de la capacidad de captación de luz de un telescopio, no el diámetro del cristal de la lente. Generalmente expresado en pulgadas (in) o milímetros (mm), cuanto mayor es la apertura, más luz se recoge y mejor será el brillo y la claridad de la imagen.
(Nota: 1 pulgada = 25,4 mm)
Poder de captación de luz (poder de captación de luz)
Ésta es la capacidad teórica de un telescopio para captar luz relativa al ojo. Es proporcional al área de la apertura. Primero divida la apertura del telescopio (unidad: mm) por 7 mm (el tamaño de la pupila del ojo de un joven) y luego el cociente se eleva al cuadrado. El resultado es la capacidad de captar luz. Por ejemplo, la luz condensada de un telescopio de 8 pulgadas es 843((203,2/7))? =843).
Distancia focal (f)
Es la distancia desde la lente (o espejo primario) al punto focal, normalmente en milímetros (mm). En términos generales, cuanto mayor sea la distancia focal de un telescopio, mayor será el aumento y mayor el tamaño de la imagen, pero menor será el campo de visión. Por ejemplo, en comparación con un telescopio con una distancia focal de 1000 mm, un telescopio con una distancia focal de 2000 mm tiene el doble de aumento y la mitad del campo de visión. Si no conoce la distancia focal y solo conoce la relación focal, puede calcular la distancia focal: la apertura (unidad mm) multiplicada por la relación focal es la distancia focal. Por ejemplo, una lente con una apertura de 8 pulgadas (203,2 mm) y una relación de distancia focal de f/10 tiene una distancia focal de 203,2x10 = 2032 mm.
Apertura relativa (A) y relación de distancia focal (1/A)
La relación entre la apertura efectiva d del telescopio y la distancia focal f se denomina apertura relativa o apertura relativa apertura a, es decir, a = d /f, este es el símbolo de la potencia óptica del telescopio, por lo que a veces se le llama potencia óptica. La iluminación de imágenes de objetos celestes visibles como cometas, nebulosas o galaxias es proporcional al cuadrado de la apertura relativa (A2). La iluminación de los llamados cuerpos celestes lineales, como meteoros o satélites artificiales, es proporcional al producto (D2/f) de la apertura relativa A y la apertura efectiva D. Por lo tanto, al realizar astrofotografía, preste atención a elegir la A o Relación focal 1/A (es decir, f/D). llamado número o factor de apertura en la cámara).
Ángulo de resolución
Para telescopios, significa Dowslim. Es decir, la capacidad de separar dos estrellas muy cercanas, medida en unidades de 1’ (segundo arco de sofá). La resolución está directamente relacionada con el tamaño de la apertura, es decir, cuanto mayor sea la apertura, mejor será la resolución. La resolución teórica de un telescopio es 4,56 dividido por la apertura del telescopio en pulgadas. Por ejemplo, un telescopio de 8 pulgadas tiene una resolución de 0,6’ (4,56/8 = 0,6). Sin embargo, la resolución también está relacionada con las condiciones atmosféricas y la agudeza visual del observador.
Contraste
Al observar objetos de bajo contraste, como la luna y los planetas, esperamos el mayor contraste de imagen. Los telescopios newtonianos y los telescopios catadióptricos cuentan con espejos secundarios (o espejos secundarios) que bloquean parte de la luz emitida por el espejo primario. A menos que se bloquee más del 25% del espejo primario, el contraste de la imagen no se verá muy afectado. Para calcular la tasa de bloqueo secundario, se utiliza la fórmula (pi)r? Calcule las áreas de los espejos primario y secundario. Luego divide nuevamente. Por ejemplo, el diámetro del espejo secundario de un telescopio de 8 pulgadas es 2? pulgadas, la tasa de oclusión es del 11,8%:
El área principal de 8 pulgadas = (pi)r? =(pi)4? =50.27
¿El área cuadrática de 2 pulgadas = (π)r? =(pi)1.375=5.94
La tasa de bloqueo de 5.94 es 11.8% de 50.27.
Las condiciones de observación (perturbación atmosférica) son los factores más importantes que afectan el contraste y los detalles planetarios.
Factor de brillo del disco aéreo
Cuando miras las estrellas a través de un telescopio bien enfocado, no ves una imagen ampliada. Esto se debe a que la estrella está muy lejos de nosotros (de modo que la luz emitida es paralela y converge directamente en el plano focal), por lo que incluso si se amplía muchas veces, la estrella debería verse como un punto de luz, no como un punto o bola de luz. Pero si amplía el telescopio a un múltiplo de 60 veces el tamaño de la apertura (unidad: pulgadas), encontrará un halo alrededor de la estrella. Este no es el halo de la estrella en sí, sino la apertura circular del telescopio y la física. propiedades de la luz. Mirando más allá, cuando una estrella está en el medio del campo de visión del telescopio, aparecerán dos fenómenos en el mapa estelar ampliado: hay un área brillante en el medio, llamada disco de Airy, y hay un anillo débil o una serie de estrellas. anillos a su alrededor, llamado disco de difracción de Airy.
A medida que aumentas el tamaño de la apertura, el disco Airy se hace más pequeño. El brillo del disco de Airy (el brillo de la imagen de una estrella fuente puntual) es proporcional a la cuarta potencia del tamaño de apertura. En teoría, cuando se duplica el diámetro de un telescopio, su resolución se duplica y su capacidad de captación de luz se cuadriplica.
Pero lo más importante es que también puedes aumentar el área del disco de Airy en un factor de 4, aumentando así el brillo de la estrella en un factor de 16.
Luz de salida_
La pupila de salida de un telescopio se refiere al diámetro del haz circular de luz que emerge del ocular, en mm. Para calcular la pupila de salida se puede dividir la. apertura por la ampliación del ocular (la unidad es mm). Por ejemplo, para un telescopio de 8 pulgadas (203,2 mm), el aumento del ocular de 20 mm es 102, luego su pupila de salida es de 2 mm (203,2/102 = 2 mm). Alternativamente, puede encontrar el tamaño de la pupila de salida dividiendo la distancia focal del ocular por la relación de longitud focal del telescopio.
Aumento
El aumento es uno de los parámetros menos importantes de un telescopio. El aumento de un telescopio es en realidad la relación entre las distancias focales de dos sistemas ópticos separados: el objetivo del telescopio y el ocular utilizado.
El aumento del telescopio se puede obtener dividiendo la longitud focal del objetivo del telescopio (unidad: mm) por la longitud focal del ocular (unidad: mm). Por ejemplo, la distancia focal de un telescopio modelo C8 es de 2032 mm. Si está equipado con un ocular de 30 mm, el aumento es de 68x (2032/30=68). Si se reemplaza por un ocular de 10 mm, el aumento es de 203x (2032). /10=203). Debido a que los oculares son intercambiables, el telescopio puede tener diferentes aumentos según sea necesario.
En uso real, el telescopio tiene aumentos hacia arriba y hacia abajo. Esto está determinado por las leyes de la óptica y las características del ojo. En condiciones ideales, el aumento máximo de un telescopio es aproximadamente 60 veces su apertura en pulgadas. Si la ampliación excede este límite, la imagen tiende a oscurecerse y el contraste se reduce. Por ejemplo, un telescopio con un diámetro de 60 mm (es decir, un diámetro de 2,4 pulgadas) tiene un aumento máximo de 142x. A medida que la ampliación continúa aumentando, la claridad y el detalle de la imagen disminuirán. A menudo se utiliza un aumento mayor para ver la luna, los planetas y la constelación de Géminis. Los fabricantes que afirman que el aumento de los telescopios de 60 mm puede llegar a 375 o incluso 750 en realidad están engañando a los consumidores. Por la noche, el límite inferior de aumento de un telescopio es de 3 a 4 veces su apertura. El límite inferior durante el día es de 8 a 10 veces el calibre. Si el aumento está por debajo de este límite inferior, aparecerá una mancha oscura en el centro del campo de visión de un telescopio catadióptrico o newtoniano debido a la proyección del espejo secundario u oblicuo.
Número límite o capacidad de penetración
En una noche clara y sin luna, la magnitud de la estrella más débil cerca del cenit observada con un telescopio se llama magnitud límite (mb). La magnitud límite no sólo está relacionada con muchos factores objetivos como la apertura efectiva del telescopio, la apertura relativa, el coeficiente de absorción de la lente del objetivo, el sistema de absorción atmosférica, el brillo del fondo del cielo, etc., sino también con la sensibilidad visual del observador. Diferentes autores dan expresiones empíricas ligeramente diferentes. La fórmula de estimación simple es mb=6,9+5lgD, donde D está en cm. Para las observaciones fotográficas, la magnitud límite también está relacionada con el tiempo de exposición y las características de la película. Existe una fórmula empírica de uso común: mb=4+5lgD+2.15lgt, donde T es el tiempo límite de exposición, independientemente de la ley de reciprocidad de la película y de la influencia de las luces de la ciudad. Una forma conveniente de comprobar la magnitud límite de un telescopio es estimarla o calcularla utilizando la magnitud estándar de una estrella seleccionada en el centro de las Pléyades o la magnitud estándar (NPS) de Polaris.
Límite de difracción (estándar de Rayleigh)
Cerca del foco, la aberración de onda residual de un telescopio con difracción limitada es mucho menor que 1/4 de la longitud de onda de la luz incidente. Un telescopio de este tipo es adecuado para telescopios astronómicos. Cerca del foco del sistema óptico combinado, la aberración de onda de un solo elemento óptico debe ser inferior a 1/4 de la longitud de onda. Cuando se reduce la aberración del frente de onda (1/8 o 1/10 de longitud de onda), la calidad óptica mejora considerablemente.
Enfoque cercano
Esto se refiere a la distancia más cercana que se puede ver claramente con un telescopio durante una misión de observación cercana a la Tierra.
Ángulo de visión (ω)
El ángulo en el que el telescopio puede visualizar directamente el área del cielo a los ojos del observador se llama campo de visión o ángulo de campo (ω). El campo de visión de un telescopio suele determinarse durante el diseño. Los telescopios refractores están limitados por la calidad de la imagen, lo que limita el campo de visión. Los telescopios reflectores o refractores suelen estar limitados por el tamaño del espejo secundario. Sin embargo, en el caso de la astrofotografía, el campo de visión también puede estar limitado por el tamaño de píxel del receptor. El campo de visión de un telescopio es inversamente proporcional al aumento. Cuanto mayor es el aumento, menor es el campo de visión.
Cuando el valor del campo de visión es desconocido, puedes medirlo tú mismo. Apunte el telescopio a una estrella cercana al ecuador celeste y ajuste el instrumento para que la imagen de la estrella pase por el centro del campo de visión. Cuando el instrumento está estacionario (el reloj giratorio no está encendido), registre el intervalo de tiempo para que la estrella pase por el campo de visión, que se establece en t segundos, la declinación de la estrella es δ y el ángulo del campo de visión es ω=15tcosδ.
Aberración óptica
Las aberraciones son todos factores que causan imperfecciones en las imágenes. Los telescopios están diseñados con varias aberraciones y no existe un sistema óptico perfecto. Los ingenieros de diseño óptico deben poder equilibrar y controlar diversas aberraciones para obtener los resultados de diseño deseados. Las siguientes son algunas de las aberraciones que existen en diferentes telescopios:
Aberración cromática: a menudo aparece en la lente objetivo de un telescopio refractor porque la lente no puede enfocar luz de diferentes longitudes de onda (colores) en un punto. El resultado es un halo de luz alrededor de un objeto brillante. Este fenómeno tiende a intensificarse a medida que aumentan la sensibilidad y la apertura.
Aberración esférica: Cuando la luz atraviesa una lente (o emerge de un espejo) con diferentes ángulos de apertura, no puede enfocar el mismo punto del eje.
Esto hará que la imagen de la estrella parezca un punto borroso en lugar de un punto nítido.
Coma: Principalmente relacionado con los telescopios reflectores parabólicos, afectando la obtención de imágenes de puntos fuera del eje, especialmente en el borde del campo de visión. La imagen de la estrella parece un patrón en forma de V. Para instrumentos de alta calidad, cuanto menor sea la relación focal, más evidente será la coma en los bordes, pero no habrá coma en el centro del campo de visión.
Astigmatismo: Esta aberración alarga la imagen desde una posición horizontal a una posición vertical a cada lado del mejor punto de enfoque. Esto suele deberse a productos de mala calidad o errores de montaje.
Curvatura de campo: se refiere a la superficie curva formada por el enfoque preciso de la luz, que no es un plano, sino una superficie curva. El centro del plano de la imagen puede ser nítido y enfocado con precisión, pero los bordes están desenfocados, o viceversa.