Un telescopio óptico es un telescopio que se utiliza para recolectar y luz del foco principalmente de la pieza visible del espectro electromágnetico, porque directo visión de una imagen magnificada, haciendo que un fotografían, el etc. El término se utiliza especialmente para un monocular con el montaje estático para observar el cielo. Los prismáticos Handheld son comunes para otros propósitos. Los telescopios profesionales enfocan a menudo la luz sobre los sensores electrónicos de la imagen

Hay tres tipos primarios de telescopio óptico: los refractores ( Dioptrics ) del que utilizan las lentes, los espejos de los reflectores ( Catoptrics ) del que utilizan y el del combinaron los sistemas ( Catadioptrics ) del Lente-Espejo que utilizan las lentes y los espejos en la combinación (por ejemplo el telescopio de Maksutov y la cámara de Schmidt).

Historia

considera también: Historia los telescopios Los primeros telescopios pueden haber sido la lente de Nimrud, por los asirios antiguos, pero las lentes de Visby sugieren tentativo que la tecnología fuera sabida a los árabes y a los persas . El Leonard Digges se acredita a veces con la invención en Inglaterra en el 1570s, pero el crédito para montar el primer telescopio se da generalmente a un fabricante holandés del espectáculo desconocido en alrededor el 1608 . Un cierto nombre que persona como Juan Lippershey (C. 1619), solamente Jacob Metius y Zacharias Jansen también demandado para haber inventado un telescopio durante el mismo período. Incluso si Lippershey no hizo primer, él lo publicó. El Galileo Galilei hizo su propio telescopio en el 1609, llamándolo al principio un " perspicillum, " del ; y entonces usar el " de los términos; telescopium " en latín y " telescopio " en italiano (de cuál deriva la palabra inglesa). Acreditan Galileo generalmente con ser el primer para utilizar un telescopio para los propósitos astronómicos. (También el telescopio primero fue utilizado para manchar las naves.) El telescopio de Galileo consistió en una lente de objeto convexa y una lente de ojo cóncava, que universal se llama un telescopio galileo (usado como visor en muchas cámaras simples). Más adelante, el Johannes Kepler describió la óptica de las lentes (véase sus igualdades Optica de Astronomiae de los libros y el Dioptrice del ), incluyendo una nueva clase de telescopio astronómico con dos lentes convexas (un principio llamó a menudo el telescopio de Kepler).

Cómo trabaja

El para la información detallada sobre diseños específicos de reflejo, de refractarse, y de telescopios catadióptricos considera los artículos principales sobre los telescopios que se refractan de los telescopios de reflejo y el Catadioptrics

El esquema básico es que el elemento de luz-acopio primario, el objetivo (lente objetiva (1) o espejo cóncavo ), focos se enciende de un objeto distante (4) a un plano focal donde forma una imagen verdadera (5). Esta imagen se puede registrar, o ver a través de un ocular (2) que actúe como una lupa . El ojo (3) ve una imagen virtual magnificada (6) en una distancia grande.

Los telescopios que emplean dos lentes convexas hacen la imagen aparecer invertida. Éstos se refieren como que invierte los telescopios . Las versiones terrestres de tales telescopios y prismáticos emplean las prismas (e. prismas de Porro o una lente de relais entre el objetivo y el ocular para invertir la imagen una vez más. Esto se puede también hacer con una lente convexa y una lente cóncava (un telescopio galileo). Así, una imagen vertical aparece en el ocular. Éstos se refieren como que erige los telescopios .

Muchos tipos de telescopio doblan la trayectoria óptica con los espejos secundarios o terciarios. Éstas pueden ser parte integrante del diseño óptico (reflector de Cassegrain y tipos similares), pero también sirven para hacer el acuerdo del telescopio más y colocar el ocular o el detector en una posición más conveniente. En los telescopios grandes estos espejos adicionales son de uso frecuente proporcionar calidad mejorada de la imagen sobre un campo visual más grande. ¡tipo raro; el Cassegrain es el " grandfather" de todos estos diseños. También, doblando la trayectoria óptica solamente, el e. por los espejos planos, no debe reducir el campo visual-->

Resolución angular

No haciendo caso de empañar de la imagen por turbulencia en la atmósfera ( que ve atmosférico) y las imperfecciones ópticas del telescopio, la resolución angular de un telescopio óptico es determinada por la anchura del objetivo, llamada su " " de la abertura ; (el espejo primario, o lente.) El criterio de Rayleigh para el $\backslash \; alpha\_R$ del límite de resolución (en radianes es dado por el $\backslash \; el\; alpha\_R\; del\; =\; 1.22\; \backslash \; lambda/D$, donde está el $\backslash \; lambda$ la longitud de onda y $D$ es la abertura. Para la luz visible ($\backslash \; lambda$ = 550 nanómetro), esta ecuación puede ser reescrita: $\backslash \; alpha\_R\; del\; =\; 138/D$. Aquí, el $\backslash \; alpha\_R$ denota el límite de resolución en los Arcseconds y $D$ está en milímetros. En el caso ideal, las dos estrellas dobles de los componentes pueden estar partidas incluso si son separadas por levemente menos que el $\backslash \; alpha\_R$. Esto es considerada por el $\backslash \; el\; alpha\_D\; del\; del\; límite\; de\; Dawes\; =\; 116/D$. esencialmente; cuanto más grande es la abertura, mejor es la resolución angular

Debe ser observado que la resolución no es dada por la ampliación máxima (o el " power") de un telescopio. Los telescopios puestos dando elevados valores de la energía máxima entregan a menudo imágenes pobres.

Para los telescopios terrestres grandes, la resolución es limitada por el que considera atmosférico. Este límite puede ser superado colocando los telescopios sobre la atmósfera, e., en las cumbres de altas montañas, en el globo y los aeroplanos de altos vuelos, o en el espacio . Los límites de resolución se pueden también superar por la óptica adaptante o la proyección de imagen del punto para los telescopios terrestres.

Recientemente, ha llegado a ser práctico para realizar la síntesis de la abertura con órdenes de telescopios ópticos. Las imágenes muy de alta resolución se pueden obtener con los grupos de telescopios más pequeños ancho-espaciados, ligados juntos por las trayectorias ópticas cuidadosamente controladas, pero el estos interferómetros se puede utilizar solamente para los objetos brillantes de la proyección de imagen tales como estrellas o medición de los corazones brillantes de las galaxias activas . Las imágenes del ejemplo de starspots en el Betelgeuse se pueden considerar aquí.

Longitud focal y relación F

La longitud focal determina cómo un ángulo el telescopio puede ver de par en par con un ocular dado o tamaño de un detector del CCD o de la placa fotográfica . La relación F (o el cociente focal, o el f-número) de un telescopio es el cociente entre la longitud focal y la abertura (es decir, diámetro) del objetivo. Así, para una abertura dada (luz-que recolecta energía), las relaciones F bajas indican campos visuales anchos. el Ancho-campo se telescopa (por ejemplo Astrographs se utiliza para seguir los satélites y los asteroides para la investigación del rayo cósmico, y para los exámenes del cielo. Es más difícil reducir las aberraciones ópticas en telescopios con relación F baja que en telescopios con una relación F más grande.

Luz-acopio de energía

La energía de luz-acopio de un telescopio óptico se relaciona directo con el diámetro (o la abertura ) de la lente objetiva o del espejo. Observar que el área de un círculo es proporcional al cuadrado del radio. Un telescopio con una lente que tiene un diámetro tres veces que de otras tengan nueve veces la energía de luz-acopio. Objetivos más grandes recolectan más luz, y un equipo más sensible de la proyección de imagen puede producir mejores imágenes de menos luz.

Imágenes imperfectas

Ningún telescopio puede formar una imagen perfecta. Incluso si un telescopio de reflejo podría tener un espejo perfecto, o un telescopio que se refractaba podría tener una lente perfecta, los efectos de la difracción de la abertura podrían sin embargo no ser escapados. En realidad, los espejos perfectos y las lentes perfectas no existen, así que las aberraciones de la imagen además de la difracción de la abertura deben ser consideradas. Las aberraciones de la imagen se pueden analizar en dos clases principales, monocromático, y policromático. En 1857, el Philipp Luis von Seidel (1821-1896) descompuso las aberraciones monocromáticas de la primera orden en cinco aberraciones constitutivas. Ahora se refieren comúnmente como las cinco aberraciones de Seidel.

Las cinco aberraciones de Seidel

; Aberración esférica : La diferencia en longitud focal entre los rayos paraxiales y los rayos marginales, proporcionales al cuadrado de la abertura. ; Coma : Un defecto más desagradable por el cual los puntos son reflejados como remiendos asimétricos en forma de cometa de la luz con las colas, que hace la medida muy imprecisa. Su magnitud se deduce generalmente del teorema óptico del seno. ; Astigmatismo : La imagen de un punto forma líneas focales en los focos sagitales y tangental y entre (en la ausencia de coma) una forma elíptica. ; Curvatura del campo: La curvatura de Petzval significa que la imagen en vez de la mentira en un plano miente realmente en una superficie curvada que se describa como hueco o redonda. Esto causa problemas cuando un dispositivo de proyección de imagen plano es el usado e. a la placa fotográfica o sensor de la imagen del CCD. ; Distorsión: Barril o acerico, una distorsión radial para la cual debe ser corregido si se van las imágenes múltiples a ser combinadas (similar a coser las fotos múltiples en una foto panorámica ).

Se enumeran siempre en la orden antedicha puesto que ésta expresa su interdependencia como primero pide aberraciones vía los movimientos de las pupilas de la salida/de entrada. La primera aberración de Seidel, aberración esférica, es independiente de la posición de la pupila de salida (pues es igual para los lápices axiales y adicional-axiales). El segundo, coma, cambios en función de la distancia de pupila y de la aberración esférica, por lo tanto el resultado bien conocido que es imposible corregir la coma en una lente libre de la aberración esférica simplemente moviendo la pupila. Las dependencias similares afectan a las aberraciones restantes en la lista.

Las aberraciones cromáticas

; Aberración cromática longitudinal: Como con la aberración esférica éste es igual para los lápices axiales y oblicuos. ; Aberración cromática transversal (aberración cromática de la ampliación)

Telescopios ópticos de la investigación

Casi todos los telescopios astronómicos del investigación-grado grande son reflectores. Algunas razones son:
En una lente el volumen entero de material tiene que estar libre de la imperfección y de inhomogeneidades, mientras que en un espejo, sólo una superficie tiene que ser perfectamente polished.
La luz de diversos colores viaja con un medio con excepción de vacío a diversas velocidades. Esto causa a la aberración cromática .
Los reflectores funcionan en un espectro más amplio de la luz puesto que se absorben ciertas longitudes de onda al pasar a través de los elementos de cristal como ésos encontrados en un refractor o catadióptricos.
Hay dificultades técnicas implicadas en la fabricación y lentes de manipulación de la grande-abertura. Una de ellas es que todos los materiales verdaderos ceden en gravedad. Una lente se puede sostener solamente por su perímetro. Un espejo, por una parte, se puede apoyar por el lado entero frente a su cara reflectora.

La mayoría de los telescopios grandes de la investigación pueden funcionar como un telescopio (una longitud focal más larga de Cassegrain, y un campo más estrecho con una ampliación más alta) o telescopio neutoniano (un campo más brillante). Tienen un espejo primario perforado, un foco neutoniano, y una araña para montar una variedad de espejos secundarios reemplazables.

Una nueva era de fabricación del telescopio fue inaugurada por el telescopio múltiple (MMT) del espejo, con un espejo integrado por seis segmentos que sintetizaban un espejo 4.5 del diámetro de los metros . Esto ahora ha sido substituida por un solo espejo de 6. Su ejemplo fue seguido por los telescopios de Keck con los espejos divididos en segmentos 10 m.

Los telescopios terrestres actuales más grandes tienen un espejo primario entre de 6 y 11 metros en diámetro. En esta generación de telescopios, el espejo es generalmente muy fino, y es mantenido una forma óptima por un arsenal de actuadores (véase la óptica activa ). Esta tecnología ha conducido los nuevos diseños para los telescopios futuros con los diámetros de 30, de 50 e incluso de 100 metros.

Relativamente barato, los telescopios producidos en masa de ~2 metros se han desarrollado y han hecho recientemente un impacto significativo en la investigación de la astronomía. Éstos permiten que muchas blancos astronómicas sean supervisadas continuamente, y para las áreas extensas del cielo que se examinará. Muchos son los telescopios robóticos controlados por ordenador sobre el Internet (véase el e. el telescopio de Liverpool y el telescopio del norte de Faulkes y el del sur), permitiendo la carta recordativa automatizada de acontecimientos astronómicos.

El detector usado en telescopios era inicialmente el ojo humano . Más adelante, la placa fotográfica sensibilizada tomó su lugar, y el espectrógrafo fue introducido, permitiendo la reunión de la información espectral. Después de la placa fotográfica, las generaciones sucesivas de los detectores electrónicos tal como el dispositivo acoplado de carga eléctrica (CCDs), se han perfeccionado, cada uno con más sensibilidad y resolución, y a menudo con una cobertura más amplia de la longitud de onda.

Los telescopios actuales de la investigación tienen varios instrumentos a elegir de por ejemplo:
toner, de diversas respuestas espectrales
espectrógrafos, útiles en diversas regiones del espectro
los polarímetros, de que detectan la polarización ligera .

El fenómeno de la difracción óptica establece un límite a la calidad de la resolución y de la imagen que un telescopio puede alcanzar, que es el área eficaz del disco airoso, que los límites cómo los dos tales discos cercanos pueden ser colocados. Este límite absoluto se llama el límite de difracción (o a veces el criterio de Rayleigh, el límite de Dawes o el límite de resolución del gorrión ). Este límite depende de la longitud de onda de la luz estudiada (de modo que venga el límite para la luz roja mucho anterior que el límite para la luz azul) y en el diámetro del espejo del telescopio. Esto significa que un telescopio con cierto diámetro del espejo puede resolver teóricamente hasta cierto límite en cierta longitud de onda. Para los telescopios convencionales en la tierra, el límite de difracción no es relevante para los telescopios más grande que cerca de 10 cm. En lugar, el que considera, o la falta de definición causada por la atmósfera, establece el límite de resolución. Pero en espacio, o si se utilizan las óptica adaptantes, después alcanzar el límite de difracción es a veces posible. A este punto, si la mayor resolución es necesaria en esa longitud de onda, un espejo más ancho tiene que ser construido o la síntesis de la abertura realizado usar un arsenal de telescopios próximos.

Estos últimos años, un número de tecnologías para superar las distorsiones causadas por la atmósfera en los telescopios terrestres se han desarrollado, con buenos resultados. Ver la óptica adaptante, la proyección de imagen del punto y la interferometría óptica .

Telescopios ópticos famosos

el telescopio espacial de Hubble está en órbita más allá de la atmósfera de tierra a tener en cuenta las observaciones no torcidas por el que considera atmosférico. De esta manera las imágenes pueden ser la difracción limitada, y usada para la cobertura en el ultravioleta (ULTRAVIOLETA) y el infrarrojo. También no hay fondo de la luz dispersada por el aire las imágenes tan muy que profundas son posibles, a pesar de el tamaño relativamente pequeño del espejo.
Los telescopios de Keck son actual ( en fecha 2006 ) los más grandes, pero pronto serán reemplazados por el Gran Telescopio Canarias .
El telescopio de la Manía-Eberly y el telescopio grande africano meridional son telescopios grandes de 9.2 metros de un diseño muy diverso. El espejo se sostiene inmóvil y los objetos seguidos moviendo los instrumentos. Esto tiene restricciones operacionales significativas, pero da una abertura grande para una fracción del coste de un telescopio completamente orientable.
El arsenal muy grande del telescopio (VLT) en el observatorio de Paranal es actual ( en fecha 2002 ) el sostenedor de registro para el área de recogida total en un arsenal de telescopios, con cuatro telescopios los metros de cada 8 en diámetro. Los cuatro telescopios, perteneciendo al observatorio meridional europeo (ESO) y localizado en el desierto de Atacama en el Chile, se funcionan generalmente independiente para las observaciones astronómicas débiles, pero hasta tres telescopios se pueden funcionar juntos para las observaciones de la síntesis de la abertura de objetos brillantes.
El interferómetro óptico del prototipo de la marina de guerra es el telescopio óptico (arsenal) que puede ( en fecha 2005 ) producir actual las imágenes más altas de la resolución en las longitudes de onda visibles.
El arsenal del CHARA (centro para la alta astronomía de la resolución angular) es el arsenal del telescopio que puede ( en fecha 2005 ) producir actual las imágenes más altas de la resolución en las longitudes de onda del infrarrojo cercano.
Hay muchos planes para incluso telescopios más grandes. Uno de ellos es el telescopio de forma aplastante grande (BUHO), que se piensa para tener una sola abertura de 100 metros de diámetro.
El telescopio sano de 200 pulgadas (5.08-meter) en la montaña de Palomar era el telescopio convencional más grande de la investigación durante muchos años. Tiene un solo espejo del borosilicate (™ de Pyrex ) que era famoso difícil de construir. El montaje es un diseño especial de montaje ecuatorial llamado un montaje del yugo del, en el cual permite que el telescopio sea señalado y cerca del poste celestial del norte.
El telescopio de la puta de 100 pulgadas (2.54-meter) en el observatorio de Wilson del montaje fue utilizado por el Edwin Hubble para descubrir las galaxias y el desplazamiento hacia el rojo . El espejo fue hecho del vidrio verde por el Saint-Gobain . En el 1919, el telescopio fue utilizado para las primeras medidas estelares del diámetro usar interferometría. El telescopio ahora tiene un sistema adaptante de la óptica, y es todavía útil para la investigación avanzada.
El Leviathan de 72 pulgadas en el castillo del birr (en el Irlanda ) era el telescopio más grande del mundo a partir de 1845 hasta que fuera desmontado en 1908. No fue excedido de tamaño hasta la construcción del telescopio de la puta.
El telescopio de Yerkes de 1.02 metros (en el Wisconsin ) es el telescopio que se refracta aimable más grande funcionando.
El grandes lamen 36 pulgadas (0.91 m) refractores construyeron en el 1889 en el lamen el observatorio en Mt. Hamilton cerca San Jose, California .
El refractor de 0.76 metros Niza (en el Francia ) que llegó a ser operacional en el 1888 era en aquel momento el refractor más grande del mundo. Fue excedido de tamaño un año más tarde; ésta era la vez última que el telescopio operacional más de gran alcance del mundo fue situado en Europa.
El refractor más grande construido nunca era francés. Estaba en la exhibición en la exposición 1900 de París. Su lente era inmóvil, prefigurado para ceder en la forma correcta. El telescopio estuvo dirigido por la ayuda de un Sidérostat, que de Foucault es un espejo plano movible con un diámetro de 2 metros, montada en un marco grande del arrabio. El tubo horizontal tenía 60 m de largo y el objetivo tenía 1.
El Gran Telescopio CANARIAS (Grantecan, también GTC), es un alto rendimiento dividió el telescopio de 10.4 metros en segmentos que está siendo instalado en uno de los mejores sitios del hemisferio norte: el Roque de los Muchachos Observatory (La Palma, islas Canarias, España ). En fecha el julio de 2007, 12 de sus 36 secundario-espejos están instalados; cuando el resto está instalado será el mundo más grande.
El telescopio solar sueco (SST) de 1 metro que se refracta en el La Palma ( España ), es actual el telescopio solar de la alto-resolución en el mundo.
El telescopio naval del observatorio de los 26 de la pulgada que se refractaba E. de Washington fue utilizado en el descubrimiento de las dos lunas Marte, Phobos y Deimos .

Otros tipos

los prismáticos del son apenas dos monóculos montados de lado a lado con ajustes para dejar ambos ser utilizado. Una ventaja práctica importante de estos telescopios no es ampliación, tanto como campo visual más brillante en la oscuridad y el amanecer . Los monóculos y los prismáticos con los compases incorporados son utilizados por las unidades y las naves de artillería del ejército para navegar por el triangulating de características topográficas (de la orilla). Los telescopios de mano son limitados por el apretón de manos a la energía cerca de 7. El brillante-campo, monóculo práctico mejor-que magnifica está sobre 7x50.

Ver también

Astronomía
Telescopio aficionado que hace
Dipleidoscope
Lista de los telescopios ópticos
Telescopio

.

Zenithic

Eastwood City

Random links:

Star Trek: Armada | Aeropuerto internacional de Doha | Berlín Straßenbahn | Parque nacional de Vikos-Aoos | Central de Doncaster (distrito electoral BRITÁNICO del parlamento)