Télescope optique

Huit pouces lunette astronomique.

Un télescope optique est un télescope qui est utilisé pour recueillir et focaliser la lumière principalement de la partie visible de la spectre électromagnétique, pour visualiser directement une image agrandie, faisant un photographie, ou la collecte de données par le biais électronique capteurs d'image.

Il existe trois principaux types de télescope optique: (Réfracteurs Dioptrique) qui utilisent lentilles, (Réflecteurs Catoptrique) qui utilisent miroirs, et Combiné Lens-miroir des systèmes ( Catadioptriques) qui utilisent des lentilles et de miroirs en combinaison (par exemple le Maksutov télescope et le Caméra Schmidt).

Histoire

Les premiers télescopes de travail connus sont apparus dans 1608 et sont crédités à trois personnes, Hans et Lippershey Zacharias Janssen, lunetiers à Middelburg, et Jacob Metius de Alkmaar aussi connu comme Jacob Adriaanszoon (bien que certains affirment que Leonard Digges, un mathématicien anglais et arpenteur, construit en 1570 une). Galileo Galilei a fait son propre télescope 1609 après avoir entendu parler de la conception de Hans Lippershey, appelant d'abord un "perspicillum», puis en utilisant les termes "Telescopium" en latin et "telescopio" en italien (d'où le mot anglais dérive). Galileo est généralement crédité d'être le premier à utiliser un télescope à des fins astronomiques. (Le télescope a été d'abord utilisé pour repérer les navires.) Le télescope de Galilée est composée d'une lentille d'objet convexe et une lentille de l'œil concave, qui est universellement appelé Lunette de Galilée (toujours utilisé dans le viseur de l'appareil photo et simples » binoculaires Galilée designs "). Plus tard, Johannes Kepler décrit les optiques de lentilles (voir ses livres Astronomiae Pars Optica et Dioptrice ), y compris un nouveau type de lunette astronomique avec deux lentilles convexes (un principe souvent appelé le Lunette astronomique de Kepler).

Comment ça marche

Le régime de base est que l'élément lumière collecte primaire, le objectif (1) (le lentille convexe ou miroir concave utilisé pour recueillir la lumière entrante), se concentre que la lumière de l'objet distant (4) à un plan focal où il forme une image réelle (5). Cette image peut être enregistré, ou visualisé à travers une oculaire (2) qui agit comme un loupe. L'œil (3) voit un inversé agrandie image virtuelle (6) de l'objet.

Schéma d'un Képlérien lunette astronomique

Images inversées

La plupart des modèles de télescopes produisent une image inversée dans le plan focal. Ceux-ci sont appelés inverser télescopes. Dans télescopes astronomiques la vue inversée ne est normalement pas corrigé, car il ne affecte pas la façon dont le télescope est utilisé. Dans télescopes terrestres tels que Longues-vues, monoculaires et jumelles , prismes (par exemple, Les prismes de Porro) ou une lentille de relais entre l'objectif et l'oculaire sont utilisés pour inverser l'image une fois de plus à une orientation correcte. Il ya télescope conceptions qui ne présentent pas une image inversée comme le Lunette de Galilée et de la Réflecteur grégorien. Ceux-ci sont appelés ériger télescopes.

variantes de conception

De nombreux types de télescope plier ou détournent le chemin optique de miroirs secondaires ou tertiaires. Ceux-ci peuvent faire partie intégrante de la conception optique ( Télescope de type Newton, Cassegrain réflecteur ou types similaires), ou peut simplement être utilisé pour placer l'oculaire ou détecteur à une position plus commode. conceptions pour télescopes peuvent également utiliser des lentilles ou des miroirs supplémentaires spécialement conçus pour améliorer la qualité d'image sur un plus grand champ de vision.

Résolution angulaire

Le non-respect de flou de l'image par la turbulence dans l'atmosphère ( voyant atmosphérique) et imperfections optiques du télescope, le résolution angulaire d'un télescope optique est déterminée par la largeur de l'objectif, appelé son " ouverture "(le miroir primaire, ou de la lentille). Le Critère de Rayleigh pour la limite de résolution (En radians ) est donnée par

,

où est le longueur d'onde et est l'ouverture. Pour la lumière visible ( = 550 nm), cette équation peut être réécrite:

.

Ici, désigne la limite de résolution en secondes d'arc et est en millimètres. Dans le cas idéal, les deux composants étoiles doubles peuvent être répartis même se ils sont séparés par un peu moins de . Ceci est pris en compte par la limite Dawes

.

Essentiellement; plus l'ouverture, meilleure est la résolution angulaire

Il convient de noter que la résolution ne est pas donnée par le maximum grossissement (ou "puissance") d'un télescope. Télescopes commercialisés en donnant des valeurs élevées de la puissance maximale fournissent souvent des images pauvres.

Pour les grands télescopes au sol, la résolution est limitée par voyant atmosphérique. Avions Cette limite peut être surmonté en plaçant les télescopes dessus de l'atmosphère, par exemple, sur les sommets des hautes montagnes, sur ballon et de haut vol, ou dans l'espace. limites de résolution peuvent également être surmontés par optique adaptative, imagerie ou chatoiement imagerie chance pour les télescopes au sol.

Récemment, il est devenu possible de procéder synthèse d'ouverture avec des tableaux de télescopes optiques. Images de très haute résolution peuvent être obtenus avec des groupes de largement espacés petits télescopes, reliés entre eux par des chemins optiques soigneusement contrôlées, mais ces interféromètres ne peuvent être utilisés pour l'imagerie des objets brillants tels que des étoiles ou mesurer les noyaux de vives galaxies actives. images exemple de taches stellaires sur Bételgeuse peut être vu ici.

Longueur focale f-rapport

La longueur focale détermine la largeur un angle le télescope peut voir avec une donnée oculaire ou de la taille d'un détecteur CCD ou plaque photographique. Le f ratio (ou rapport d'ouverture, ou la valeur f) d'un télescope est le rapport entre la distance focale et de l'ouverture (ce est à dire, le diamètre) de l'objectif. Ainsi, pour une ouverture donnée (de puissance lumineuse de collecte), de faibles ratios indiquent f-larges champs de vision. Télescopes à grand champ (comme astrographes) sont utilisés pour suivre satellites et astéroïdes , pour rayons cosmiques recherche, et pour les enquêtes sur le ciel. Il est plus difficile de réduire aberrations optiques dans les télescopes à faible f-rapport que dans les télescopes avec grande f-ratio.

Puissance lumineuse de collecte

La puissance d'un télescope optique de collecte de lumière est directement liée à la diamètre (ou l'ouverture) de la lentille ou miroir objectif. Notez que l'aire d'un cercle est proportionnelle au carré du rayon. Un télescope avec un objectif qui a un diamètre trois fois celle de l'autre aura neuf fois la puissance de collecte de lumière. Grandes objectifs recueillir plus de lumière, et de l'équipement d'imagerie plus sensibles peuvent produire de meilleures images de moins de lumière.

Images imparfaites

Aucun télescope peut former une image parfaite. Même si un télescope pourrait avoir un miroir parfait, ou d'une lunette astronomique pourrait avoir un objectif idéal, les effets de l'ouverture de diffraction ne pouvaient toujours pas être échappé. En réalité, des miroirs et des lentilles parfaites parfaits ne existent pas, de sorte que l'image en plus des aberrations ouverture diffraction doivent être pris en compte. aberrations d'image peuvent être décomposés en deux classes principales, monochrome et polychrome. En 1857, Philipp Ludwig von Seidel (1821-1896) décomposé premier ordre aberrations monochromatiques en cinq aberrations constitutifs. Ils sont maintenant communément appelés les cinq Seidel aberrations.

Les cinq aberrations Seidel

Aberration sphérique

La différence de longueur focale entre les rayons paraxiaux et rayons marginaux, proportionnelle au carré de l'ouverture.

Coma

A défaut le plus répréhensible par lequel des points sont imagée sous forme de plaques asymétriques comète de lumière avec des queues, ce qui rend la mesure très imprécise. Sa grandeur est généralement déduite de la théorème optique sinusoïdale.

Astigmatisme

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

Courbure de champ

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

Distorsion

Soit tonneau ou en coussinet, une distorsion radiale qui doit être corrigée car si plusieurs images doivent être combinées (similaire à coudre plusieurs photos dans un photo panoramique).

Ils sont toujours répertoriés dans l'ordre ci-dessus car cela exprime leur interdépendance en tant que premiers aberrations d'ordre par l'intermédiaire de mouvements des élèves sortie / entrée. La première aberration Seidel, l'aberration sphérique, est indépendante de la position de la pupille de sortie (comme ce est la même chose pour axiale des crayons et extra-axiales). Le deuxième, le coma, les variations en fonction de la distance de la pupille et de l'aberration sphérique, d'où le résultat bien connu qu'il est impossible de corriger la coma dans une lentille sans aberration sphérique en déplaçant simplement la pupille. Dépendances similaires affectent les aberrations restants de la liste.

Les aberrations chromatiques

Aberration chromatique longitudinale

Comme cette aberration sphérique est le même pour axiale des crayons et obliques.

Aberration chromatique transversale (aberration chromatique d'agrandissement)

Télescopes optiques de recherche

J. Harlan Smith au télescope Observatoire McDonald, Texas

Presque tous les grands de recherche de qualité télescopes astronomiques sont des réflecteurs. Certaines raisons sont:

• Dans une lentille tout le volume du matériau doit être exempte d'imperfection et inhomogénéités, alors que dans un miroir, une seule surface doit être parfaitement polie.
• Lumière de différentes couleurs se déplace à travers un support autre que le vide à des vitesses différentes. Cela provoque l'aberration chromatique .
• Réflecteurs travaillent dans une plus large spectre de la lumière depuis certaines longueurs d'onde sont absorbées lors de la traversée des éléments en verre comme ceux qu'on trouve dans une lunette ou catadioptrique.
• Il ya des difficultés techniques impliquées dans la fabrication et la manipulation des lentilles à grande ouverture. L'un d'eux est que tous les matériaux réel se affaisser dans la gravité. Une lentille ne peut être tenu par son périmètre. Un miroir, d'autre part, peut se appuyer sur tout le côté opposé de sa face réfléchissante.

La plupart des grands télescopes de recherche peuvent fonctionner en tant que Cassegrain (de focale plus longue, et un champ plus étroit avec un grossissement supérieur) ou d'un Télescope de type Newton (champ lumineux). Ils ont percé un miroir primaire, un foyer newtonien, et une araignée à monter une variété de miroirs secondaires remplaçables.

Une nouvelle ère de télescope décision a été inauguré par le Télescope Multiple miroir (de MMT), avec un miroir composé de six segments synthèse d'un miroir de 4,5 mètres de diamètre. Cela a maintenant été remplacées par une seule 6,5 m miroir. Son exemple a été suivi par la Keck télescope de 10 m miroirs segmentés.

Les plus grands télescopes basés au sol actuels ont une miroir primaire comprise entre 6 et 11 mètres de diamètre. Dans cette génération de télescopes, le miroir est généralement très mince, et est conservé dans une forme optimale par un réseau d'actionneurs (voir optique active). Cette technologie a conduit à de nouvelles conceptions télescopes futures avec des diamètres de 30, 50 et même 100 mètres.

Relativement bon marché, télescopes ~ 2 mètres produits en masse ont été récemment mis au point et ont eu un impact significatif sur la recherche en astronomie. Ceux-ci permettent de nombreuses cibles astronomiques pour être surveillés en permanence, et pour les grandes zones de ciel pour être interrogés. Beaucoup sont télescopes robotiques, commandés par ordinateur sur Internet (voir par exemple la Télescope Liverpool et la Faulkes Telescope Nord et Sud), permettant automatisé suivi des événements astronomiques.

Initialement, le détecteur utilisé dans les télescopes était l'humain oeil . Plus tard, le sensibilisée plaque photographique a pris sa place, et de la spectrographe a été introduit, permettant la collecte d'informations spectrale. Après la plaque photographique, des générations successives de des détecteurs électroniques, tels que la Charge-Coupled Device (CCD), ont été mis au point, chacun avec plus de sensibilité et de la résolution, et souvent avec une couverture de longueur d'onde plus large.

Télescopes de recherche actuels ont plusieurs instruments à choisir tels que:

• imageurs, de différentes réponses spectrales
• spectrographes, utiles dans différentes régions du spectre
• polarimètres, qui détectent la lumière polarisation.

Le phénomène de l'optique diffraction fixe une limite à la résolution et la qualité d'image qui peut réaliser un télescope, qui est la surface effective de la Disque d'Airy, qui limite la façon dont près deux de ces disques peuvent être placés. Cette limite absolue est appelée limite de diffraction (ou parfois le Critère de Rayleigh, Limite ou Dawes La résolution de la limite de Sparrow). Cette limite dépend de la longueur d'onde de la lumière à l'étude (de sorte que la limite pour la lumière rouge est beaucoup plus tôt que la limite de la lumière bleue) et le diamètre du miroir de télescope. Cela signifie que d'un télescope avec un certain diamètre du miroir peut théoriquement résoudre jusqu'à une certaine limite à une certaine longueur d'onde. Pour télescopes conventionnels sur Terre, la limite de diffraction ne est pas pertinent pour les télescopes plus grands que d'environ 10 cm. Au lieu de cela, la voir, ou le flou causé par l'atmosphère, définit la limite de résolution. Mais dans l'espace, ou si optique adaptative sont utilisés, puis d'atteindre la limite de diffraction est parfois possible. À ce stade, si plus grande résolution est nécessaire à cette longueur d'onde, un miroir plus large doit être construit ou synthèse ouverture réalisée en utilisant un réseau de télescopes à proximité.

Au cours des dernières années, un certain nombre de technologies pour surmonter les distorsions causées par l'atmosphère sur les télescopes au sol ont été développés, avec de bons résultats. Voir optique adaptative, imagerie et le chatoiement interférométrie optique.

Télescopes optiques célèbres

Le télescope spatial Hubble en orbite autour de dessus de la Terre.

• Le télescope spatial Hubble est en orbite au-delà de l'atmosphère terrestre pour permettre des observations non déformées par voyant atmosphérique. De cette façon, les images peuvent être diffraction limitée, et utilisée pour la couverture en ultraviolet (UV) et infrarouge. Aussi il ne est pas fond de la lumière dispersée par l'air afin images très profondes sont possibles, malgré la taille relativement petite de miroir.
• Le Télescopes Keck sont actuellement ( à partir de 2006), le plus grand, mais sera bientôt remplacée par la Gran Telescopio Canarias.
• Le Hobby-Eberly Telescope et Southern African Large Telescope sont grands télescopes de 9,2 mètres d'une conception très différente. Le miroir est maintenu fixe et objets suivis en déplaçant les instruments. Cela a des restrictions d'exploitation significatifs, mais donne une grande ouverture pour une fraction du coût d'un télescope entièrement orientable.
• Le Very Large Array Telescope (VLT) au Observatoire Paranal est actuellement ( à partir de 2002) le détenteur du record pour la zone de réception totale dans un réseau de télescopes, avec quatre télescopes chaque 8 mètres de diamètre. Les quatre télescopes, appartenant à la Observatoire européen austral (ESO) et situé dans le Le désert d'Atacama au Chili , sont généralement exploités indépendamment pour les observations astronomiques faibles, mais jusqu'à trois télescopes peut être utilisé ensemble pour synthèse d'ouverture observations d'objets lumineux.
• Le Prototype Bleu marine Interferometer optique est le télescope optique (array) qui peuvent actuellement ( à partir de 2005) produisent des images de plus haute résolution dans le visible.
• Le CHARA (Centre pour la haute résolution angulaire Astronomie) tableau est le réseau de télescope qui peuvent actuellement ( à partir de 2005) produisent des images de plus haute résolution au proche infrarouge.
• Il ya beaucoup de plans pour encore plus grands télescopes. L'un d'eux est le Overwhelmingly Large Telescope (OWL), qui est destiné à avoir une seule ouverture de 100 mètres de diamètre.
• Le 200 pouces (5,08 mètres) Télescope Hale Palomar Mountain était le plus grand télescope de recherche classique pour de nombreuses années. Il a une seule borosilicate ( Pyrex) miroir qui était célèbre difficile à construire. Le montage est une conception spéciale de monture équatoriale appelé monter un joug, qui permet au télescope de pointer vers et à proximité du pôle nord céleste.
• Le 100 pouces (2,54 mètres) Telescope Hooker au Observatoire du Mont Wilson a été utilisé par Edwin Hubble pour découvrir galaxies et l' redshift . Le miroir a été faite de verre vert par Saint-Gobain. En 1919 , le télescope a été utilisé pour les premières mesures de diamètre stellaires utilisant l'interférométrie. Le télescope a maintenant un système d'optique adaptative, et est encore utile pour la recherche avancée.
• Le 72 pouces Leviathan au Birr Castle (en Irlande ) était le plus grand télescope du monde de 1845 jusqu'à son démantèlement en 1908. Il n'a pas été dépassé en taille jusqu'à la construction de la Telescope Hooker.
• Le 1,02 mètres Telescope Yerkes (en Wisconsin) est le plus grand télescope aimable de réfraction en cours d'utilisation.
• La Grande Léchez de 36 pouces (0,91 m) lunette construite en 1889 à la Observatoire Lick sur le Mont Hamilton près de San Jose, en Californie .
• Le 0,76-mètre Belle lunette (en France ) qui est devenu opérationnel en 1888 était à l'époque le plus grand de lunette du monde. Il a été dépassé en taille un an plus tard; ce était la dernière fois que le télescope opérationnel le plus puissant du monde a été localisé en Europe.
• La plus grande lunette jamais construit était le français. Ce était sur l'affichage à l'exposition 1900 de Paris. Son objectif était stationnaire, préfiguré de façon à se affaisser dans la forme correcte. Le télescope a été visé par l'aide d'un Foucault sidérostat, qui est un miroir plan mobile d'un diamètre de 2 mètres, monté dans un cadre en fonte large. Le tube horizontal était de 60 m de long et l'objectif était de 1,25 m de diamètre. Ce fut un échec.
• Le Gran Telescopio Canarias (Grantecan, aussi GTC), est une haute performance segmenté de 10,4 mètres télescope qui est installé dans l'un des meilleurs sites de l'hémisphère Nord: l'Observatoire de los Muchachos Roque (La Palma, Îles Canaries, Espagne ). En mai 2008, 24 de ses sous-miroirs 36 sont installés; lorsque le reste est installé, il sera le plus grand du monde.
• La réfraction de 1 mètre Solar Telescope suédoise (SST) à La Palma ( Espagne ), est actuellement le télescope solaire la plus haute résolution dans le monde.
• Le réfracteur 26 pouces Telescope US Naval Observatory à Washington DC a été utilisé dans la découverte des deux lunes de Mars , Phobos et Deimos.