Астрономия

Когда используются клиновые призмы для коррекции хроматических эффектов атмосферной рефракции?

Когда используются клиновые призмы для коррекции хроматических эффектов атмосферной рефракции?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Атмосферная рефракция (показанная ниже) возникает из-за того, что у атмосферы Земли показатель преломления отличается от единицы.

В комментарии @MikeG упоминается, что это преломление будет иметь хроматический компонент (поскольку индекс воздуха зависит от длины волны), и что наблюдатели иногда используют клиновидную призму, чтобы исправить это.

Я полагаю, это было бы более важно для изображения с широким спектром, чем для изображения в узком диапазоне.

  1. Как часто это делается на практике в наши дни?
  2. Как часто это делалось в прошлом с использованием эмульсии, а не ПЗС-матриц?
  3. Есть ли какие-нибудь заметные случаи или наблюдения, когда это было / было очень важно?
  4. Примерно насколько силен эффект? Если среднее значение преломления составляет 2 угловые минуты, примерно, сколько угловых минут потребуется стеклянному клину, чтобы скорректировать хроматическую аберрацию атмосферы?

График атмосферной рефракции в зависимости от видимой высоты с использованием G.G. Формула Беннета 1982 года. Автор: Джефф Конрад


Когда используются клиновые призмы для коррекции хроматических эффектов атмосферной рефракции? - Астрономия

Это более полная версия статьи, опубликованной в выпуске журнала BBC Sky at Night за ноябрь 2012 г..

Обратите внимание, что у меня на сайте есть вторая страница, посвященная АЦП. Это более специализированный характер и исследует предмет аберраций, вносимых АЦП, особенно при использовании на малых высотных объектах.

Эта страница последний раз обновлялась: 2 декабря 2017 г.

Получение изображений планет с помощью корректора атмосферной дисперсии (ADC) ASH, расположенного между моей старой камерой DMK и моей 3-кратной телекамерой.


Может ли стек автоматически исправить хроматическую аберрацию?

вот моя идея, если я буду поддерживать звезды каждого канала на одной и той же полуширине, когда мы будем складывать, звезды каждого канала будут полностью перекрываться друг с другом, поэтому мы не увидим очевидной хроматической аберрации, если все звезды будут круглыми и острыми?

# 2 ngc7319_20

Наверное, будет зависеть детали оптики и программного обеспечения. Часто звезды не являются простыми гауссианами с определенной FWHM - например, синий канал может иметь ореол из-за сферохроматизма - разновидности сферической аберрации, которая изменяется в зависимости от длины волны. Иногда происходит смещение каналов из-за клина в оптике или атмосферной рефракции. Иногда используется "пластинчатая шкала" или пиксельная шкала, зависящая от длины волны.

# 3 Алекс МакКонахей

Я позволю людям с большим опытом и знаниями в области оптики поправить меня, но я бы сказал, что это поможет смягчить проблему, но не сделает вашу оптику апохроматической.

Известно, что «солнечный прицел Ha» можно сделать с любым приличным оптическим прицелом, даже если этот прицел не подвергается сильной цветокоррекции. Это связано с тем, что ширина допустимого спектра настолько мала, что существует небольшая разница между величиной преломления на одной стороне и другой стороне полосы пропускания. Так что, если вы дойдете до крайности и сделаете узкополосную визуализацию, возможно, вы правы.

Однако с RGB и, конечно же, с L полоса пропускания намного шире. Другими словами, между одной стороной «синего» и другой, например, есть место для хроматической аберрации в ваших звездах.

Более того, даже если бы вы могли не учитывать эту первую проблему, если бы у вас были звезды разного цвета, они не могли бы правильно совпадать друг с другом. Возможно, ваш процесс регистрации поможет решить некоторые проблемы с этим неправильным размещением, но, вероятно, останутся некоторые остатки.

Кроме того, или, возможно, из-за этих двух проблем, я не верю вашему предположению, что одни и те же звезды будут иметь одинаковую FWHM за различными фильтрами. Может быть. Но я в этом сомневаюсь.

Могу я спросить, почему вы хотите это сделать? Я подозреваю, что вы хотите попробовать визуализацию с помощью ахроматного рефрактора, а не апохроматического.

Если в остальном это равные прицелы или у вас уже есть ахромат, попробуйте его. Возможно, вы добьетесь успеха. А может и нет. Просто помните, что если вы покупаете новый, апохромат, вероятно, будет намного более дорогим прицелом. В результате вы, вероятно, также получите лучшую конструкцию, лучший фокусер и другие вещи, которые сопровождают лучшую оптику. Так. его характеристики цветовой аберрации могут быть только одним соображением.

# 4 дхавал

Есть причина, по которой люди покупают дорогие апохроматические телескопы (когда они покупают рефракторы для получения изображений). Если можно исправить аберрации, вызванные несовершенной оптикой, с помощью программного обеспечения, я уверен, что каждый предпочел бы потратить 500 долларов на PixInsight и не беспокоиться о покупке действительно хорошей оптики, которая стоит почти в 10 раз больше.

Это не способ сказать, что вы не можете этого сделать, но должна быть причина, по которой люди не беспокоятся о таких идеях.

Я позволю людям с гораздо более обширными техническими знаниями взвесить, но, как я вижу, вы действительно пытаетесь исправить недостатки в оборудовании с помощью программного обеспечения, что просто не кажется правильным.

# 5 OldManSky

Ну, как говорили другие, это поможет, но.

Дело в том, что настоящие неапохроматические прицелы * не могут * поддерживать одинаковую FWHM для всех цветов. Даже если вы будете как можно более критично перефокусироваться между сменами фильтров.

Просто размер пятна для синего (обычно) и красного (немного, но не настолько, как для синего) больше, чем размер пятна для зеленого. Период. Даже если вы критически настроены.

Мой WO Z61, дублет FPL-53, действительно хорош в снижении CA. Но это не идеально. Синие звезды больше красных или зеленых, несмотря ни на что. Они всегда будут. Немного, но достаточно, чтобы вокруг звезд появилось немного синего (чем ярче звезда, тем хуже эффект). Оптика прицела просто не фокусирует синий свет так сильно, как зеленый (или красный).

# 6 динсиньян

Ну, как говорили другие, это поможет, но.

Дело в том, что настоящие неапохроматические прицелы * не могут * поддерживать одинаковую FWHM для всех цветов. Даже если вы будете как можно более критично перефокусироваться между сменами фильтров.

Просто размер пятна для синего (обычно) и красного (немного, но не настолько, как для синего) больше, чем размер пятна для зеленого. Период. Даже если вы критически настроены.

Мой WO Z61, дублет FPL-53, действительно хорош в снижении CA. Но это не идеально. Синие звезды больше красных или зеленых, несмотря ни на что. Они всегда будут. Немного, но достаточно, чтобы вокруг звезд появилось немного синего (чем ярче звезда, тем хуже эффект). Оптика прицела просто не фокусирует синий свет так сильно, как зеленый (или красный).

и мне интересно, какой стандарт мне следует принять, когда дело доходит до сосредоточения внимания на каждом канале? Как вы сказали, если я правильно сфокусируюсь на каждом канале, синие звезды всегда будут больше, чем два других, но если я немного расфокусируюсь и сделаю два других одинакового размера, это не будет проблемой.

# 7 OldManSky

Спасибо за ваш вклад,

и мне интересно, какой стандарт мне следует принять, когда дело доходит до сосредоточения внимания на каждом канале? Как вы сказали, если я правильно сфокусируюсь на каждом канале, синие звезды всегда будут больше, чем два других, но если я немного расфокусируюсь и сделаю два других одинакового размера, это не будет проблемой.

Хорошо, но тогда вы меняете меньшую общую резкость изображения и более крупные звезды в целом на немного менее синюю окантовку. На ваше усмотрение, но лично я не хочу идти на компромисс.

# 8 динсиньян

Я позволю людям с большим опытом и знаниями в области оптики поправить меня, но я бы сказал, что это поможет смягчить проблему, но не сделает вашу оптику апохроматической.

Известно, что «солнечный прицел Ha» можно сделать с любым приличным оптическим прицелом, даже если этот прицел не подвергается сильной цветокоррекции. Это связано с тем, что ширина допустимого спектра настолько мала, что существует небольшая разница между величиной преломления на одной стороне и другой стороне полосы пропускания. Так что, если вы дойдете до крайности и сделаете узкополосную визуализацию, возможно, вы правы.

Однако с RGB и, конечно же, с L полоса пропускания намного шире. Другими словами, между одной стороной «синего» и другой, например, есть место для хроматической аберрации в ваших звездах.

Более того, даже если бы вы не учитывали эту первую проблему, если у вас есть звезды разного цвета, они не будут правильно совпадать друг с другом. Возможно, ваш процесс регистрации поможет решить некоторые проблемы с этим неправильным размещением, но, вероятно, останутся некоторые остатки.

Кроме того, или, возможно, из-за этих двух проблем, я не верю вашему предположению, что одни и те же звезды будут иметь одинаковую FWHM за различными фильтрами. Может быть. Но я в этом сомневаюсь.

Мои два цента.

Могу я спросить, почему вы хотите это сделать? Я подозреваю, что вы хотите попробовать визуализацию с помощью ахроматного рефрактора, а не апохроматического.

Если в остальном это равные прицелы или у вас уже есть ахромат, попробуйте его. Возможно, вы добьетесь успеха. А может и нет. Просто помните, что если вы покупаете новый, апохромат, вероятно, будет намного более дорогим прицелом. В результате вы, вероятно, также получите лучшую конструкцию, лучший фокусер и другие вещи, которые сопровождают лучшую оптику. Так. его характеристики цветовой аберрации могут быть только одним соображением.

Алекс

. на самом деле я только что купил fsq106, но он пока не попал мне в руки, возможно, нужно было подождать пару месяцев

Раньше я играл в апо (Sharpstar 107ph) в течение 1 года, но я всегда могу найти, как вы сказали, ужасную цветокоррекцию по всему полю, что заставляет меня нажимать на курок, чтобы тратить 5 тысяч долларов на эту игрушку из Японии


Корректор атмосферной дисперсии жидкости

Влияние атмосферной дисперсии на астрономические инструменты хорошо известно. 1, 2 Чрезвычайно большие телескопы, такие как Гигантский Магеллан, Тридцатиметровый телескоп и Европейский чрезвычайно большой телескоп, 3, 4, требуют коррекции этого явления, которое является результатом зависимости показателя преломления воздуха от длины волны. Это приводит к тому, что изображения звезд, наблюдаемых на типичных высотах, кажутся удлиненными на несколько угловых секунд, поскольку разные длины волн проходят через атмосферу несколько разными путями. Кажущееся изменение размера сравнимо с изменением размера изображения, подверженного атмосферной турбулентности, и приводит к более низкому качеству изображения, чем то, которое достигается с помощью адаптивной оптики.

Традиционные корректоры атмосферной дисперсии (АЦП) состоят из двух или более пар стеклянных призм. Они очень громоздки и дороги в сборке, и для коррекции на разных высотах их необходимо моторизовать. Для них требуются кремневые стекла, которые неизбежно приводят к потерям на поглощение, особенно в УФ, и эти потери масштабируются с размером телескопа. Для многообъектной спектроскопии только небольшие и дискретные участки фокальной поверхности необходимо корректировать с учетом атмосферной дисперсии, поэтому мы можем рассмотреть несколько небольших АЦП, встроенных в развертываемые блоки. Однако сложность миниатюризации, моторизации и управления большим количеством отдельных корректоров побудила нас искать пассивные решения. Чтобы упростить конструкцию, Сорокин и его коллеги предложили корректор атмосферной дисперсии жидкости (FADC), в котором в качестве корректора дисперсии использовалась пара жидкостей. 5 Однако они не представили ни деталей его конструкции, ни его характеристик.

FADC использует пару несмешивающихся жидкостей в небольшом стеклянном контейнере, расположенном очень близко к фокальной плоскости телескопа: см. Рисунок 1. Жидкости образуют две жидкие призмы. Поскольку он расположен перпендикулярно оптической оси телескопа, граница раздела двух жидкостей удерживается в горизонтальном положении под действием силы тяжести. Вершина жидкостных призм автоматически адаптируется к зенитному углу телескопа. Потенциально, независимые развертываемые единицы, такие как & lsquoStarbugs, & rsquo 6 Австралийской астрономической обсерватории, каждый может иметь собственный FADC, обеспечивающий коррекцию для каждого целевого объекта.


Жидкости, используемые в FADC, должны обладать определенными оптическими и физическими свойствами. Мы выбираем показатель преломления жидкостей таким образом, чтобы при размещении FADC перед фокусом телескопа одна длина волны (в данном случае 587,6 нм) могла передаваться без преломления: см. Рисунок 2 (а). Эти две жидкости обладают разными дисперсионными свойствами, и, следовательно, жидкие призмы могут функционировать динамически, когда телескоп вращается для наблюдения за разными звездами на разных высотах. В общем, диспергирующие свойства органических или неорганических химикатов плохо документированы. Мы разработали базу данных оптических свойств, включая показатели преломления и дисперсионные свойства, для органических и неорганических химикатов. 7 Из этой базы данных мы идентифицировали два химических вещества (анизол и 1-тиоглицерин), свойства которых мы проверили, и использовали их в FADC для корректировки дисперсии для телескопа Кассегрена. Их показатели преломления составляют 1,517 и 1,524 соответственно при 587,6 нм (линия поглощения гелия и общий эталон длины волны для астрономической оптики). Числа Аббе химических веществ & mdasha мера дисперсии материалов по отношению к показателю преломления & mdashare 30,38 и 46,39, соответственно, причем более высокое значение указывает на более низкую дисперсию.


Мы провели демонстрацию FADC в небе с использованием 3,9-метрового англо-австралийского телескопа (AAT) в обсерватории Сайдинг-Спринг. 8 Используемая цветная камера CCD представляет собой IDS UI-2230SE-C, которая имеет массив пикселей 1024 & times768, что позволяет нам размещать FADC близко к микросхеме CCD. Мы установили ячейку FADC и камеру на фокус Кассегрена AAT: см. Рисунок 2 (б). Мы провели демонстрацию в небе во время сумерек телескопа и поэтому не отслеживали одну конкретную звезду под разными зенитными углами. Вместо этого мы наблюдали шесть разных звезд под разными углами и создали Lucky Images, форму пятнистого изображения, созданного с помощью высокоскоростной камеры с короткой выдержкой, чтобы уменьшить атмосферные эффекты и повысить разрешение изображения. Мы сняли 2000 кадров видео (66 секунд при 30 кадрах в секунду), как с установленным FADC, так и без него для каждой звезды. Для анализа данных мы взяли 10 лучших кадров видео через систему обработки AviStack. Из этих счастливых изображений с высоким разрешением мы извлекли синий, зеленый и красный пиксели и взяли центроид звезды для каждого цвета. Мы вычислили дисперсионную длину в угловых секундах, используя шкалу пикселей 0,031 арксек / пиксель, полученную из шкалы F / 8 AAT. На рисунке 3 показаны обрезанные звезды Lucky Imaged под зенитными углами 7 °, 33 ° и 52 °, без FADC и с ним. Размер каждого изображения составляет 200 и 200 пикселей. Они демонстрируют, что FADC очень хорошо корректирует дисперсию.


Таким образом, мы показали, что FADC может пассивно корректировать атмосферную дисперсию без движущихся частей. Эта концепция демонстрирует потенциал как хорошее решение для сверхбольших телескопов следующего поколения. Хотя демонстрация FADC в небе показала корректирующую способность только для видимого диапазона длин волн, она была ограничена спектральным откликом цветной CCD-камеры. Сейчас мы работаем над тестированием FADC в более широком диапазоне длин волн. Мы ищем больше жидкостей для применения в различных спектральных диапазонах и проектируем FADC различного размера для удовлетворения требований различных систем.

Джессика Чжэн (Jessica Zheng) - специалист по приборам, основной исследовательский интерес которой - разработка новых технологий.


Атмосферная рефракция

Отклонение световых лучей от прямого пути в атмосфере (обычно из-за изменения плотности воздуха) известно как атмосферная рефракция.

Атмосферная рефракция вблизи земли создает миражи, что означает, что удаленные объекты кажутся приподнятыми или опущенными, мерцающими или колеблющимися, растянутыми или сокращенными и т. Д.

Ночью звезды кажутся мерцающими, в том числе из-за атмосферной рефракции.

Из-за атмосферной рефракции Солнце остается видимым примерно через 2 минуты после фактического захода солнца и примерно за 2 минуты до фактического восхода солнца (см. Изображение, приведенное ниже).


Нужен совет по корректору атмосферной дисперсии

Я подумывал о покупке АЦП для получения изображений планет, но я читал, что они более эффективны на «медленных» прицелах с более высоким коэффициентом f. У меня ньютоновский объектив с диафрагмой 203 мм (8 дюймов) с диафрагмой f / 4.9. Я понимаю, что использовать АЦП на креплении эквалайзера сложно, и я готов с этим разобраться. Я просто хочу знать, есть ли у кого-нибудь опыт использования АЦП на более быстрых осциллографах и дает ли это какие-либо преимущества, особенно для визуализации.

# 2 Лебедь Боб

Если вы делаете снимки планет и хотите запечатлеть мелкие детали, вам, вероятно, понадобится довольно высокое значение f. В АЦП используются клиновые призмы, которые вносят астигматизм в оптическую систему. Чем выше коэффициент f, тем меньше создается астигматизм. Какую камеру вы используете и какой размер пикселя?

# 3 АльдебаранВиски

Если вы делаете снимки планет и хотите запечатлеть мелкие детали, вам, вероятно, понадобится довольно высокое значение f. В АЦП используются клиновые призмы, которые вносят астигматизм в оптическую систему. Чем выше коэффициент f, тем меньше создается астигматизм. Какую камеру вы используете и какой размер пикселя?

Я использую zwo asi290mc, размер пикселя 2,9 мкм. С эмпирическим правилом «5-кратного размера пикселя» я полагаю, что мне следует использовать около f / 14,5, а с 3-кратным барлоу я получаю около f / 14,7. Изменяет ли введение АЦП в систему формирования изображений f / ratio?

# 4 Дэн Кроусон

Это, вероятно, получит больше ответов на форуме Solar System Imaging. Дайте мне знать, если вы хотите, чтобы я переместил его туда.

# 5 АльдебаранВиски

Конечно, если вы думаете, что это поможет. Спасибо Дэн

Это, вероятно, получит больше ответов на форуме Solar System Imaging. Дайте мне знать, если вы хотите, чтобы я переместил его туда.

# 6 Лебедь Боб

Если бы это была монохромная камера с пикселями 2,9 микрон, вы бы достигли критической выборки при соотношении f примерно 12 (при 500 нм). Однако, поскольку это цветная камера с байеровским шаблоном пикселей с разными цветовыми фильтрами, я бы оценил, что для критической выборки потребуется коэффициент f, равный 18. Однако не обязательно попадать именно в это. Так что 3X Barlow, дающий вам f / = 14,7, звучит примерно правильно. Такое расположение не вызовет большого астигматизма, пока датчик Барлоу находится перед АЦП. Я бы согласился с этим.

АЦП не изменит коэффициент f системы.

# 7 RedLionNJ

Если бы это была монохромная камера с пикселями 2,9 микрон, вы бы достигли критической выборки при соотношении f примерно 12 (при 500 нм). Однако, поскольку это цветная камера с байеровским шаблоном пикселей с разными цветовыми фильтрами, я бы оценил, что для критической выборки потребуется коэффициент f, равный 18. Однако не обязательно попадать именно в это. Так что 3X Barlow, дающий вам f / = 14,7, звучит примерно правильно. Такое расположение не вызовет значительного астигматизма, пока датчик Барлоу находится перед АЦП. Я бы согласился с этим.

АЦП не изменит коэффициент f системы.

Удачи.

Дополнительное расстояние, которое АЦП вводит между барлоу и датчиком, БУДЕТ увеличивать f-отношение. Возможно, вы захотите рассмотреть маломощный Barlow (или PowerMate), чтобы компенсировать это.

# 8 чаротаргай

Имеет ли значение, где находится барлоу в i-train? До или после АЦП?

# 9 ПетрМ

Имеет ли значение, где находится барлоу в i-train? До или после АЦП?

# 10 АльдебаранВиски

Неправильно.

Дополнительное расстояние, которое АЦП вводит между барлоу и датчиком, БУДЕТ увеличивать f-отношение. Возможно, вы захотите рассмотреть маломощный Barlow (или PowerMate), чтобы компенсировать это.

Хорошо, это имеет смысл, но давайте попробуем математику.

Спецификации АЦП, которые я рассматриваю, говорят, что длина корпуса составляет 30 мм. (не уверен, что это фактическое пространство, которое будет добавлено к поезду, или оно включает в себя нос адаптера, но давайте предположим, что это расстояние в качестве примера.) Мое родное фокусное расстояние составляет 1000 мм, а диаметр зеркала - 203 мм. поэтому 1000/203 = f / 4.9

если я добавлю 30-миллиметровый интервал между АЦП, я получу 1030/203 = f / 5.1. Не так много изменений, добавив 30 мм.

Итак, если я использую 3-кратный барлоу, мое f / соотношение будет 3 * 5,1 = f / 15,3.

а при использовании барлоу 2x мое f / соотношение будет 2 * 5,1 = f / 10,2

Это правильно, или мне что-то здесь не хватает?

# 11 Лебедь Боб

Да, при установке АЦП остается дополнительное пространство (я говорю не о 30 мм корпуса, а об оптическом пути), но это не меняет отношения f. Я проверил это с помощью программы проектирования оптики F10 SCT с АЦП и без него. Число f не изменилось.

Дополнительное пространство похоже на то, что происходит, когда фильтр или окно добавляются к оптической системе. Дополнительное пространство определяется выражением T * (n-1) / n, где T - толщина фильтра, а n - показатель преломления. В случае АЦП толщина - это толщина двух клиновых призм, расположенных друг напротив друга. Например, призма с клином на 4 градуса может иметь толщину

8 мм, поэтому дополнительная длина будет

АЦП необходимо разместить после линзы Барлоу. Если вы сделаете это раньше, будет значительный астигматизм.

Отредактировал CygnusBob, 12 июля 2018 г. - 17:58.

# 12 Коката мужчина

Боб - Я уважаю тот факт, что вы пытаетесь помочь здесь A / W, но я также замечаю, что вы здесь новичок. (это, конечно, не обязательно означает, что вы не являетесь опытным специалистом в области построения изображений планет, но я не могу припомнить, чтобы когда-либо видел вашу работу.)

Люди здесь работают с этими поездами изображений 24/7 и любые дополнения к длине поезда изображений после барлоу (независимо от того, какой барлоу) должны добавить дополнительную длину и изменить усиление и усиление барлоу, таким образом, f / l, как здесь: http: //www.televue .c. = 52 & ampTab = _photo

Редко можно установить АЦП в шлейф без подключения дополнительных компонентов, хотя я показал несколько примеров, чтобы минимизировать эту ситуацию. также обратите внимание, что для многих / большинства SCT, где вторичный фокусер необходим для получения планетарных изображений, необходимо будет изменить задний фокус, чтобы отбросить изображение обратно на линзу Барлоу - и изменить расстояние между первичными и вторичными объектами для достижения этого. также повлияет на коэффициент f.

К счастью, оператору нужно только убедиться, что он сможет сосредоточиться с помощью тритона.

Большинство других барлоу следуют тому же градиенту, что и Телевидения в указанном выше времени ссылки.

Вы, конечно, правы, разместив барлоу после АЦП, особенно с такими прицелами, как OP с коротким родным f / l.

Эти ситуации иногда становятся весьма критическими, если учесть меньший размер пикселей в датчиках многих камер текущего поколения. ASI290 является одним из таких.

# 13 Лебедь Боб

Ну да, изменение расстояния от Барлоу до датчика камеры, а затем фокусировка путем изменения объектива на расстояние Барлоу изменит системное число f независимо от того, присутствует АЦП или нет. Однако после того, как цель - расстояние Барлоу установлено, добавление АЦП после этого не изменит число f. Само собой разумеется, что конструкция АЦП может вынудить пользователя изменить расстояние Барлоу до тепловизора. В идеале вы должны выбрать расстояние Барлоу до датчика, которое приведет к требуемому коэффициенту увеличения, а затем выяснить, как найти требуемые прокладки. Если это окажется слишком сложным, выберите другой объектив Барлоу с другим фокусным расстоянием, что может привести к тому, что расстояние Барлоу до датчика будет легче настроить.

# 14 Коката мужчина

. Я действительно не совсем уверен, что вы пытаетесь сказать там, Боб - простой факт заключается в том, что любое расстояние, добавленное к расстоянию между барлоу и датчиком, влияет как на усиление / мощность / коэффициент умножения Барлоу, так и на усилитель, поэтому f / соотношение прицела равно работает на полной остановке.

Это суть вопроса, о которой знают все, кто занимается съемкой планет. попытка прийти к часто цитируемому «эмпирическому правилу» 5-кратного увеличения размера пикселя любой камеры (приблизительное f15 для ASI290MM, хотя это довольно гибко, что я лично продемонстрировал здесь некоторое время назад) является проблемой, когда диапазон барлоу, обеспечивающий различное усиление, несколько ограничен. хотя, как я уже говорил ранее, я часто перечислял несколько вариантов для этого. Использование только линзы, как у многих патентованных барлоу, является самым простым.

У меня сложилось впечатление, что вы пытаетесь решить этот вопрос, исходя из ограниченного теоретического знания без какого-либо реального практического опыта, Боб - извиняюсь, если я ошибаюсь, но есть физические аспекты, которые просто нельзя игнорировать!

# 15 ToxMan

Вы на правильном пути. не увязнуть в мелочах.

Используйте трехкратный барлоу. не помешало бы иметь еще один барлоу, то есть 4х, на случай действительно хорошей видимости. Гибкость помогает.

Настройку АЦП для Ньютона на экваториальной монтировке можно найти здесь: http: // skyinspector. -корректор - АЦП

Лично я ненавижу эти устройства. Но у меня есть один в моем поезде изображений.

Кстати, за вашим псевдонимом скрывается какая-то история?

# 16 Тави Ф.

- Главное, что нужно знать о необходимости использования корректора АЦП, это то, что это устройство заставляет наблюдения (визуальные или фотографические) быть внеосевыми. Таким образом, корректор сохраняет количество аберраций, присущих конкретному объективу или системе (скорее, это преломляющее, одно зеркало Ньютона или два зеркала Кассегрена) и позволяет использовать его в полезном поле зрения.
- Количество необходимой коррекции увеличивается по мере того, как объект опускается ниже в небе (что очевидно).
- При изменении фокусного расстояния данного объектива и высоты объекта в небе необходимая угловая коррекция увеличивается прямо пропорционально фокусному расстоянию объектива, что неявно означает, что внеосевая высота (или угол) будет соблюдайте такое же прямо пропорциональное отношение к фокусному расстоянию. Вот почему даже правильная конструкция Далла-Киркхэма превзойдет ньютоновский прибор аналогичного размера с параболоидальным главным зеркалом с таким же соотношением диафрагмы, что и основное зеркало DK. Потому что DK лучше работает вне оси (по внутренней конструкции), чем ньютоновский, для того же заданного угла.
- Классическое коммерческое решение для корректора АЦП - это два клиновых диска, которые можно вращать относительно друг друга, увеличивая таким образом коррекцию от 0 до максимума. А также узел отверстия можно было повернуть в фокусировщике, чтобы линия коррекции смещения была вертикальной.
- Угол одного клинового диска не оказывает теоретического влияния на коррекцию, если обе призмы одинаковы. Просто максимальная коррекция будет выше или ниже. Более высокие значения могут потребоваться для более крупных (чем "нормальных") систем с двумя зеркалами (большие кассегрены с фокусным расстоянием более 7… 8 метров). Одним из практических аспектов является чувствительность настройки для получения коррекции желания.

- Наконец, есть еще одна возможность изменения линейной коррекции, необходимой в фокальной плоскости, не за счет увеличения мощности призматической группы (как единицы), а за счет изменения расстояния между призмой и фокальной плоскостью. используя только один клиновой диск (призму) с осевым перемещением в нем! Это решение является наиболее оптически эффективным, имея единственный недостаток в том, что оно не начинается с нуля, но в этом и не нуждается. если у вас есть специальный планетарный телескоп. Это то, что я использую в качестве корректора АЦП с одинарным призматическим диском на два градуса.

# 17 Лебедь Боб

У меня есть некоторый практический опыт работы с АЦП. Я делаю АЦП своими руками, в котором используется продольная конструкция. Мне не нравится большинство АЦП, которые продаются с вращающейся призмой клина. Причина, по которой они мне не нравятся, заключается в том, что в условиях турбулентности их трудно регулировать. При продольном дизайне все, что вам нужно знать, - это угол возвышения наблюдаемой планеты. Затем вы напрямую устанавливаете этот угол, используя шкалу на АЦП. Нет необходимости даже смотреть на изображение или вставлять окуляр, чтобы получить правильную настройку. Было бы хорошо, если бы какой-нибудь производитель начал продавать этот тип АЦП.

Я описал этот АЦП в статье в Astronomy Technology Today под названием «Простой в использовании корректор атмосферной дисперсии», том 8, выпуск 4, июль-август 2014 года.

Отредактировал CygnusBob, 13 июля 2018 г., 10:33.

# 18 ПетрМ

Ну, необходимый уровень коррекции также зависит от атмосферных условий. В последующие ночи на почти такой же высоте планеты я использовал разные настройки АЦП. Я сомневаюсь, что вы сможете предварительно настроить АЦП и получить идеальную коррекцию без реальной настройки.

Кроме того, если есть турбулентность, препятствующая настройке АЦП, тогда создание изображений бессмысленно - это должно быть что-то действительно большое и заметное.

# 19 АльдебаранВиски

Спасибо за обсуждение, народ! Я ценю помощь. Я учту твой совет. Я собираюсь начать экспериментировать с АЦП и посмотреть, какую пользу я могу получить от него для визуализации. Если мне это не нравится, я уверен, что он пригодится для визуального наблюдения или в будущем с другим прицелом.

(ToxMan - это просто вымышленный виски из вселенной «Звездного пути». Название взято из забавной сцены из «Звездного пути следующего поколения», где Дейта и Пикард пьют выпивку со Скотти. Думаю, серия называется «Реликвии». http: // память-альфа. debaran_whiskey)

# 20 Коката мужчина

Боб, прежде всего извиняюсь за некоторые (возможные) амбиции по поводу моих комментариев о вашем «теоретическом Vs практическом» знании / участии в ADC - у вас, очевидно, есть очень практический опыт в них!

Но проблема интервалов в цепочке изображений по-прежнему остается очень острой в связи с сохранением контроля над масштабами изображения, когда АЦП и любые межсоединители проходят по барлоу, что случается почти всегда.

Действительно, после того, как мне было указано, что увеличение расстояния между АЦП и датчиком камеры способствовало их настройке / использованию (по крайней мере, с обычными клиньями), расстояние от барлоу до датчика стало еще более серьезной проблемой. но конечно не непреодолимо.

Я ценю ваши комментарии относительно турбулентности и использования АЦП, но, как предполагает Петр, в таких ситуациях, вероятно, не стоит визуализировать - я часто выступаю здесь за бесполезность визуализации при плохом видении, хотя я понимаю, что некоторые люди могут обнаружить, что это мешает им визуализировать на все. так что это точка.

Хороший вклад также Тави: в своем последнем абзаце вы говорите о главной фокальной плоскости (то есть о плоскости объектива / линзы / зеркала) или ссылаетесь на нее (то есть на датчик) после любого барлоу.

В общем, некоторые интересные моменты - A / W, "эксперименты с АЦП" действительно ваш путь вперед, и я, безусловно, одобряю их использование на низких уровнях.

# 21 Лебедь Боб

Да, если турбулентность слишком велика, это можно назвать ночью.

Однако есть еще одна проблема с поворотной конструкцией, которая немного усложняет регулировку. Обе призмы должны вращаться. Один по часовой стрелке, а другой против часовой стрелки. Идея состоит в том, что плоскость симметрии между двумя призмами должна быть в вертикальном направлении (оптически). Другими словами, если одна призма повернута на 23 градуса по часовой стрелке, другая призма должна быть повернута на 23 градуса против часовой стрелки. Это просто для рефрактора или SCT, но для ньютоновского - нет, потому что «вертикальное» направление - это направление, которое кажется вертикальным, если вы смотрите в окуляр. В идеале это вращение должно выполняться с помощью зубчатого механизма, чтобы равное и противоположное вращение происходило автоматически. Есть довольно дорогой АЦП, у которого есть зубчатый механизм, однако в более дешевых моделях этой функции нет.

Отредактировал CygnusBob, 14 июля 2018 г. - 12:30.

# 22 Джон Будро

Да, если турбулентность слишком велика, это можно назвать ночью.

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

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

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

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


V. Discussion

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

The bigger the slit, the lower the resolving power.

The resolution is often characterized in dimensionless form by

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

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

and the maximum resolution is

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

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

Image slicers: preserving resolution and flux.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

The dispersion of a grating can then be derived:

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

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

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

Note that light from different orders can fall at the same location, leading to great confusion! Это происходит, когда

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

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

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

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

The limiting resolution can be derived:

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

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

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

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

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

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

Choice of slit width (science, seeing).

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

(DEFER FOLLOWING TO SECTION ON DATA REDUCTION. )

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

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

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

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

Relative fluxes along slit: slit width variations.

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

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

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

and the flux after integrating over all wavelengths is:

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

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


The effect on FEROS

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

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

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

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


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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Рекомендации

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

2006 (1)

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

2004 (2)

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


Смотреть видео: Оборудование для подбора призматической коррекции. Часть 2. (November 2022).