الفلك

متى تُستخدم المناشير الإسفينية لتصحيح التأثيرات اللونية لانكسار الغلاف الجوي؟

متى تُستخدم المناشير الإسفينية لتصحيح التأثيرات اللونية لانكسار الغلاف الجوي؟


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.

يحدث انكسار الغلاف الجوي (كما هو موضح أدناه) لأن الغلاف الجوي للأرض يحتوي على مؤشر انكسار يختلف عن الوحدة.

يذكر تعليق @ MikeG أن هذا الانكسار سيكون له مكون لوني (نظرًا لأن مؤشر الهواء يختلف باختلاف الطول الموجي) وأن المراقبين يستخدمون أحيانًا موشورًا إسفينيًا لتصحيحه.

أفترض أنه سيكون أكثر أهمية لصورة واسعة الطيف من التصوير ضيق النطاق.

  1. كم مرة يتم ذلك عمليا هذه الأيام؟
  2. كم مرة تم إجراء ذلك في الماضي باستخدام مستحلب بدلاً من أجهزة CCD؟
  3. هل هناك أي حالات أو ملاحظات ملحوظة حيث كان / كان هذا مهمًا جدًا؟
  4. ما مدى قوة التأثير تقريبًا؟ إذا كان متوسط ​​الانكسار هو دقيقتين قوسيتين ، فما عدد الدقائق القوسية التي يحتاجها الإسفين الزجاجي تقريبًا لتصحيح الانحراف اللوني للغلاف الجوي؟

رسم الانكسار في الغلاف الجوي مقابل الارتفاع الظاهري باستخدام G.G. صيغة بينيت 1982. المؤلف: جيف كونراد


متى تُستخدم المناشير الإسفينية لتصحيح التأثيرات اللونية لانكسار الغلاف الجوي؟ - الفلك

هذه نسخة كاملة من مقال نُشر في عدد نوفمبر 2012 من مجلة BBC Sky at Night.

لاحظ أن لدي صفحة ثانية على ADCs على موقع الويب الخاص بي. هذا ذو طبيعة أكثر تخصصًا ويستكشف موضوع الانحرافات التي قدمتها ADC خاصة عند استخدامها على الأجسام ذات الارتفاعات المنخفضة

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 12-2-2017

التصوير الكوكبي باستخدام مصحح تشتت الغلاف الجوي ASH (ADC) الموجود بين كاميرا DMK القديمة و barlow التلفزيون 3x


هل يمكن لعملية المكدس أن تصحح الزيغ اللوني تلقائيًا؟

ها هي فكرتي ، إذا حافظت على نجوم كل قناة في نفس FWHM ، فعندما نقوم بالتكدس ، ستتداخل نجوم كل قناة تمامًا مع بعضها البعض ، لذلك لن نرى انحرافًا لونيًا واضحًا إذا كانت كل النجوم مستديرة وحادة؟

# 2 ngc7319_20

ربما سيعتمد على تفاصيل البصريات والبرامج. غالبًا ما لا تكون النجوم غاوسيين بسيطين مع FWHM معين - على سبيل المثال ، يمكن أن يكون للقناة الزرقاء هالة بسبب الصبغة الكروية - وهو نوع من الانحراف الكروي الذي يختلف باختلاف الطول الموجي. في بعض الأحيان يكون هناك تحول بين القنوات بسبب إسفين في البصريات أو الانكسار الجوي. في بعض الأحيان يكون هناك "مقياس لوحة" أو مقياس بكسل يعتمد على الطول الموجي.

# 3 أليكس ماكونهاي

سأدع الأشخاص الذين لديهم المزيد من الخبرة والمعرفة في البصريات يصححونني ، لكنني سأقول إنها ستساعد في تخفيف المشكلة ، لكنها لن تجعل بصرياتك غير لونية.

من المعروف أن "منظار Ha solar" يمكن صنعه بأي نطاق بصري لائق ، على الرغم من أن هذا النطاق لم يتم تصحيح اللون بدرجة عالية. وذلك لأن عرض الطيف المقبول ضيق للغاية بحيث لا يوجد فرق كبير بين مقدار الانكسار على جانب والآخر من ممر النطاق. لذا ، إذا ذهبت إلى أقصى الحدود وقمت بالتصوير ضيق النطاق ، فقد تكون على حق.

ومع ذلك ، مع RGB وبالطبع مع L ، يكون النطاق الترددي أوسع بكثير. بعبارة أخرى ، بين جانب "أزرق" والآخر ، على سبيل المثال ، هناك مجال للزيغ اللوني في نجومك.

علاوة على ذلك ، حتى لو استطعت استبعاد هذه المشكلة الأولى ، إذا كان لديك نجوم ملونة مختلفة ، فلن يصطفوا بشكل صحيح مع بعضهم البعض. قد تكون عملية التسجيل الخاصة بك قادرة على الاهتمام ببعض هذا الوضع الخاطئ ، ولكن من المحتمل أن يكون هناك بعض المتبقي.

أيضًا ، أو ربما بسبب هاتين المسألتين ، لا أشتري افتراضك بأن نفس النجوم سيكون لها نفس FWHM خلف المرشحات المختلفة. يمكن. ولكني أشك في ذلك.

هل يمكنني أن أسأل لماذا تريد أن تفعل هذا؟ أظن أنك تريد تجربة التصوير بمنكسر لوني بدلاً من متلازمي اللون.

إذا كانت هذه نطاقات متساوية بخلاف ذلك ، أو لديك بالفعل الأكرومات ، فمن الواضح جربها. قد تكون ناجحًا. أو ربما لا. فقط تذكر ، إذا كنت تشتري جديدًا ، فمن المحتمل أن يكون النطاق أحادي اللون أكثر تكلفة بكثير. نتيجة لذلك ، من المحتمل أيضًا أن تحصل على بنية أفضل ، وتركيز أفضل ، وأشياء أخرى تأتي مع بصريات أفضل. وبالتالي. قد يكون أداء انحراف اللون هو اعتبار واحد فقط.

# 4 ضفال

هناك سبب يجعل الناس يشترون تلسكوبات أحادية اللون باهظة الثمن (عندما يشترون المنكسرات للتصوير). إذا كان بإمكان المرء تصحيح الانحرافات التي تم إنشاؤها بواسطة البصريات غير الكاملة باستخدام برنامج ، فأنا متأكد من أن الجميع يفضل إنفاق 500 دولار على PixInsight ولا تقلق بشأن شراء بصريات جيدة حقًا تساوي ما يقرب من 10 أضعاف.

هذه ليست طريقة للقول إنك لا تستطيع فعل ذلك ، ولكن يجب أن يكون هناك سبب لعدم اهتمام الناس بمثل هذه الأفكار.

سأدع الأشخاص الذين لديهم معرفة تقنية أكثر أهمية ، لكن الطريقة التي أراها - أنت تحاول حقًا تصحيح العيوب في الأجهزة باستخدام البرنامج - وهو أمر لا يبدو صحيحًا.

# 5 OldManSky

حسنًا ، كما قال الآخرون ، سيساعد ذلك ، لكن.

انظر ، الشيء المتعلق بالنطاقات الفعلية غير أحادية اللون هو أنه لا يمكنك * الحفاظ على نفس FWHM لجميع الألوان. حتى إذا قمت بإعادة التركيز بشكل حاسم قدر الإمكان بين تغييرات الفلتر.

إنه ببساطة أن حجم البقعة للأزرق (عادةً) والأحمر (قليلاً ، ولكن ليس بقدر الأزرق) أكبر من حجم البقعة للأخضر. فترة. حتى لو كنت شديد التركيز.

يعد WO Z61 الخاص بي ، وهو FPL-53 مزدوجًا ، جيدًا حقًا في تقليل CA. لكنها ليست مثالية. النجوم الزرقاء أكبر من الأحمر أو الأخضر مهما كان الأمر. سيكونون دائما كذلك. ليس كثيرًا ، ولكن يكفي لإظهار بعض اللون الأزرق حول النجوم (كلما كان النجم أكثر إشراقًا ، كان التأثير أسوأ). بصريات النطاق ببساطة لا تركز الضوء الأزرق بإحكام مثل الأخضر (أو الأحمر).

# 6 dingxinyang

حسنًا ، كما قال الآخرون ، سيساعد ذلك ، لكن.

انظر ، الشيء المتعلق بالنطاقات الفعلية غير أحادية اللون هو أنه لا يمكنك * الحفاظ على نفس FWHM لجميع الألوان. حتى إذا قمت بإعادة التركيز بشكل حاسم قدر الإمكان بين تغييرات الفلتر.

إنه ببساطة أن حجم البقعة للأزرق (عادةً) والأحمر (قليلاً ، ولكن ليس بقدر الأزرق) أكبر من حجم البقعة للأخضر. فترة. حتى لو كنت شديد التركيز.

يعد WO Z61 الخاص بي ، وهو FPL-53 مزدوجًا ، جيدًا حقًا في تقليل CA. لكنها ليست مثالية. النجوم الزرقاء أكبر من الأحمر أو الأخضر مهما كان الأمر. سيكونون دائما كذلك. ليس كثيرًا ، ولكن يكفي لإظهار بعض اللون الأزرق حول النجوم (كلما كان النجم أكثر إشراقًا ، كان التأثير أسوأ). بصريات النطاق ببساطة لا تركز الضوء الأزرق بإحكام مثل الأخضر (أو الأحمر).

وأتساءل ما هو المعيار الذي يجب أن أعتمده عندما يتعلق الأمر بالتركيز على كل قناة؟ كما قلت ، إذا ركزت بشكل صحيح على كل قناة ، فإن النجوم الزرقاء تكون دائمًا أكبر من القناتين الأخريين ، ولكن إذا قمت بإلغاء التركيز قليلاً وجعلت القناتين الأخريين بنفس الحجم ، فلن تكون هناك مشكلة

# 7 OldManSky

شكرا لمساهمتك،

وأتساءل ما هو المعيار الذي يجب أن أعتمده عندما يتعلق الأمر بالتركيز على كل قناة؟ كما قلت ، إذا ركزت بشكل صحيح على كل قناة ، فإن النجوم الزرقاء تكون دائمًا أكبر من القناتين الأخريين ، ولكن إذا قمت بإلغاء التركيز قليلاً وجعلت القناتين الأخريين بنفس الحجم ، فلن تكون هناك مشكلة

حسنًا ، ولكنك تتداول بعد ذلك حدة أقل بشكل عام في الصورة ونجوم أكبر بشكل عام للحصول على هامش أزرق أقل قليلاً. الأمر متروك لك ، ولكن شخصيًا هذه ليست مقايضة أود القيام بها.

# 8 dingxinyang

سأدع الأشخاص الذين لديهم المزيد من الخبرة والمعرفة في البصريات يصححونني ، لكنني سأقول إنها ستساعد في تخفيف المشكلة ، لكنها لن تجعل بصرياتك غير لونية.

من المعروف أن "منظار Ha solar" يمكن صنعه بأي نطاق بصري لائق ، على الرغم من أن هذا النطاق لم يتم تصحيح اللون بدرجة عالية. وذلك لأن عرض الطيف المقبول ضيق للغاية بحيث لا يوجد فرق كبير بين مقدار الانكسار على جانب والآخر من ممر النطاق. لذا ، إذا ذهبت إلى أقصى الحدود وقمت بالتصوير ضيق النطاق ، فقد تكون على حق.

ومع ذلك ، مع RGB وبالطبع مع L ، يكون النطاق الترددي أوسع بكثير. بعبارة أخرى ، بين جانب "أزرق" والآخر ، على سبيل المثال ، هناك مجال للزيغ اللوني في نجومك.

علاوة على ذلك ، حتى لو استطعت استبعاد هذه المشكلة الأولى ، إذا كان لديك نجوم ملونة مختلفة ، فلن يصطفوا بشكل صحيح مع بعضهم البعض. قد تكون عملية التسجيل الخاصة بك قادرة على الاهتمام ببعض هذا الوضع الخاطئ ، ولكن من المحتمل أن يكون هناك بعض المتبقي.

أيضًا ، أو ربما بسبب هاتين المسألتين ، لا أشتري افتراضك بأن نفس النجوم سيكون لها نفس FWHM خلف المرشحات المختلفة. يمكن. ولكني أشك في ذلك.

سنتى.

هل يمكنني أن أسأل لماذا تريد أن تفعل هذا؟ أظن أنك تريد تجربة التصوير بمنكسر لوني بدلاً من متلازمي اللون.

إذا كانت هذه نطاقات متساوية بخلاف ذلك ، أو لديك بالفعل الأكرومات ، فمن الواضح جربها. قد تكون ناجحًا. أو ربما لا. فقط تذكر ، إذا كنت تشتري جديدًا ، فمن المحتمل أن يكون النطاق أحادي اللون أكثر تكلفة بكثير. نتيجة لذلك ، من المحتمل أيضًا أن تحصل على بنية أفضل ، وتركيز أفضل ، وأشياء أخرى تأتي مع بصريات أفضل. وبالتالي. قد يكون أداء انحراف اللون هو اعتبار واحد فقط.

اليكس

. في الواقع لقد اشتريت للتو fsq106 ، لكنه لم يصل إلى يدي في الوقت الحالي ، ربما احتاج شهرين للانتظار

اعتدت أن ألعب apo (Sharpstar 107ph) لمدة عام واحد ، لكن يمكنني دائمًا أن أجد ، كما قلت ، تصحيح اللون الرهيب في جميع أنحاء المجال ، مما يجعلني أضغط على الزناد لإهدار 5 آلاف دولار أمريكي على هذه اللعبة من اليابان


مصحح تشتت السوائل في الغلاف الجوي

إن تأثيرات تشتت الغلاف الجوي على الأجهزة الفلكية معروفة جيدًا. 1 ، 2 تلسكوبات كبيرة للغاية ، مثل Giant Magellan ، و Thirty Meter Telescope و European Extremely Large Telescope ، 3 ، 4 تتطلب تصحيح هذه الظاهرة ، التي تنتج من اعتماد الطول الموجي لمعامل الانكسار للهواء. يتسبب ذلك في ظهور صور النجوم التي تُلاحظ عند الارتفاعات النموذجية ممتدة بترتيب بضع ثوانٍ قوسية ، حيث تنتقل أطوال موجية مختلفة في مسارات مختلفة قليلاً عبر الغلاف الجوي. يمكن مقارنة التغيير الظاهر في الحجم بتغير الصورة المتأثرة بالاضطراب الجوي ، وينتج عنه جودة صورة أقل من تلك التي يمكن تحقيقها باستخدام البصريات التكيفية.

تصنع مصححات التشتت الجوي التقليدية (ADCs) من اثنين أو أكثر من أزواج المنشورات الزجاجية. إنها ضخمة جدًا ومكلفة في البناء وتحتاج إلى محرك لتحقيق التصحيح على ارتفاعات مختلفة. إنها تتطلب زجاجًا من الصوان ، والذي يؤدي حتما إلى فقد الامتصاص ، خاصة في الأشعة فوق البنفسجية ، وهذه الخسائر تتناسب مع حجم التلسكوب. بالنسبة للتحليل الطيفي متعدد الكائنات ، تحتاج فقط البقع الصغيرة والمنفصلة من السطح البؤري إلى تصحيح لتشتت الغلاف الجوي ، لذلك يمكننا النظر في العديد من وحدات ADC الصغيرة المضمنة في وحدات قابلة للنشر. ومع ذلك ، فإن تعقيد تصغير أعداد كبيرة من المصححات الفردية وتشغيلها آليًا والتحكم فيها قد شجعنا على البحث عن حلول سلبية. لتبسيط الهيكل ، اقترح سوروكين وزملاؤه مصحح تشتت السوائل في الغلاف الجوي (FADC) ، والذي يستخدم زوجًا من السوائل كمصحح للتشتت. 5 ومع ذلك ، لم يقدموا تفاصيل تصميمه أو أدائه.

يستخدم FADC زوجًا من السوائل غير القابلة للامتزاج في حاوية زجاجية صغيرة ، موضوعة بالقرب من المستوى البؤري للتلسكوب: انظر الشكل 1. تشكل السوائل موشورَين مائعين. نظرًا لأنه يتم وضعه بشكل طبيعي على المحور البصري للتلسكوب ، فإن واجهة السائلين تظل أفقية بواسطة الجاذبية. تتكيف قمة مناشير السوائل تلقائيًا مع زاوية ذروة التلسكوب. من المحتمل ، يمكن لوحدات مستقلة قابلة للنشر ، مثل المرصد الفلكي الأسترالي & lsquoStarbugs ، & rsquo 6 أن تحمل FADC الخاص بها ، مما يوفر تصحيحًا لكل كائن مستهدف.


يجب أن يكون للسوائل المستخدمة في FADC خصائص بصرية وفيزيائية محددة. نختار معامل الانكسار للسوائل بحيث أنه عندما يتم وضع FADC قبل بؤرة التلسكوب ، يمكن إرسال طول موجي واحد (في هذه الحالة 587.6 نانومتر) بدون انكسار: انظر الشكل 2 (أ). للسائلين خصائص تشتت مختلفة ، وبالتالي يمكن أن تعمل مناشير السوائل ديناميكيًا عند تدوير التلسكوب لمراقبة النجوم المختلفة على ارتفاعات مختلفة. بشكل عام ، فإن الخصائص المشتتة للمواد الكيميائية العضوية أو غير العضوية غير موثقة بشكل جيد. لقد قمنا بتطوير قاعدة بيانات للخصائص البصرية ، بما في ذلك مؤشرات الانكسار وخصائص التشتت للمواد الكيميائية العضوية وغير العضوية. 7 من قاعدة البيانات هذه ، حددنا مادتين كيميائيتين (anisole و 1-thioglycerol) ، قمنا بالتحقق من خصائصهما ، واستخدمناهما في FADC لتصحيح التشتت لتلسكوب Cassegrain. مؤشرات الانكسار هي 1.517 و 1.524 ، على التوالي ، عند 587.6 نانومتر (خط امتصاص الهيليوم ومعيار الطول الموجي المشترك للبصريات الفلكية). إن أرقام المواد الكيميائية "Abbe & mdasha" تقيس تشتت المواد فيما يتعلق بمؤشر الانكسار و mdashare 30.38 و 46.39 على التوالي ، حيث تشير القيمة الأعلى إلى تشتت أقل.


أجرينا عرضًا توضيحيًا لـ FADC على السماء باستخدام التلسكوب الأنجلو-أسترالي (AAT) بطول 3.9 متر في مرصد Siding Spring. 8 الكاميرا CCD الملونة المستخدمة هي IDS UI-2230SE-C ، والتي تحتوي على صفيف بكسل غير معوق 1024 × 768 مرة ، مما يسمح لنا بوضع FADC بالقرب من شريحة CCD. قمنا بتركيب خلية FADC والكاميرا على تركيز Cassegrain الخاص بـ AAT: انظر الشكل 2 (ب). لقد أجرينا عرضًا توضيحيًا على السماء خلال وقت شفق التلسكوب ، وبالتالي لم نتتبع نجمًا معينًا بزوايا ذروة مختلفة. بدلاً من ذلك ، لاحظنا ستة نجوم مختلفة بزوايا مختلفة وأنتجنا Lucky Images ، وهو شكل من صور البقع التي تم إنشاؤها باستخدام كاميرا عالية السرعة مع تعرض قصير لتقليل التأثيرات الجوية وزيادة دقة الصورة. لقد أخذنا 2000 لقطة فيديو (66 ثانية بمعدل 30 إطارًا في الثانية) ، مع وبدون وجود FADC لكل نجمة. لتحليل البيانات ، أخذنا أفضل 10 إطارات للفيديو من خلال نظام المعالجة AviStack. من هذه الصور المحظوظة عالية الدقة ، استخرجنا وحدات البكسل الزرقاء والخضراء والحمراء وأخذنا النقطه الوسطى للنجم لكل لون. قمنا بحساب طول التشتت في قوسين باستخدام مقياس بكسل يبلغ 0.031 قوسي / بكسل ، مشتق من مقياس اللوحة f / 8 الخاص بـ AAT. يوضح الشكل 3 نجوم Lucky Imaged التي تم اقتصاصها بزوايا ذروة تبلغ 7 درجات و 33 درجة و 52 درجة ، بدون ومع FADC. حجم كل صورة 200 × 200 بكسل. لقد أثبتوا أن FADC يعمل بشكل جيد للغاية لتصحيح التشتت بكفاءة.


باختصار ، لقد أظهرنا أن FADC يمكنها تصحيح تشتت الغلاف الجوي بشكل سلبي مع عدم وجود أجزاء متحركة. يُظهر هذا المفهوم الإمكانات كحل جيد للجيل التالي من التلسكوبات الكبيرة للغاية. على الرغم من أن العرض التوضيحي لـ FADC في السماء أظهر قدرة تصحيحية فقط لنطاق الطول الموجي المرئي ، إلا أن هذا كان مقيدًا بالاستجابة الطيفية للكاميرا CCD الملونة. نحن نعمل الآن على اختبار FADC عبر نطاق أطوال موجي أوسع. نحن نبحث عن المزيد من السوائل للتطبيق في نطاقات طيفية مختلفة ، وتصميم FADCs بأحجام مختلفة لتلبية متطلبات الأنظمة المختلفة.

جيسيكا زينج هي عالمة أدوات ، اهتمامها البحثي الرئيسي هو تطوير التكنولوجيا الجديدة.


انكسار الغلاف الجوي

يُعرف انحراف أشعة الضوء عن مسار مستقيم في الغلاف الجوي (عادةً بسبب الاختلاف في كثافة الهواء) باسم الانكسار الجوي.

ينتج انكسار الغلاف الجوي القريب من الأرض سرابًا ، مما يعني أن الأجسام البعيدة تظهر مرتفعة أو منخفضة ، لتلمع أو تموج ، ممتدة أو مختصرة ، إلخ.

تظهر النجوم متلألئة في الليل ، ويرجع ذلك أيضًا إلى الانكسار في الغلاف الجوي.

بسبب الانكسار في الغلاف الجوي ، تظل الشمس مرئية وبعد حوالي دقيقتين من غروب الشمس الفعلي وحوالي دقيقتين قبل شروق الشمس الفعلي (انظر الصورة الواردة أدناه).


تحتاج إلى مشورة حول مصحح تشتت الغلاف الجوي

لقد كنت أفكر في شراء ADC لتصوير الكواكب ، لكنني قرأت أنها أكثر فاعلية في النطاقات "الأبطأ" ذات النسب f الأعلى. لدي نيوتن f / 4.9 203 مم (8 بوصات). أدرك أنه من الصعب استخدام ADC على حامل EQ ، وهو شيء أرغب في التعامل معه. أريد فقط أن أعرف ما إذا كان لدى أي شخص خبرة في استخدام ADC على نطاقات أسرع وما إذا كان يحقق أي فوائد ، خاصة بالنسبة للتصوير.

# 2 CygnusBob

إذا كنت تقوم بالتصوير الكوكبي وتريد التقاط تفاصيل دقيقة ، فستحتاج على الأرجح إلى نسبة f عالية إلى حد ما. تستخدم ADCs مناشير إسفين ، والتي ستدخل اللابؤرية في النظام البصري. كلما زادت نسبة f ، قل مقدار الاستجماتيزم الناتج. ما الكاميرا التي تستخدمها وما هو حجم البكسل؟

# 3 الديبران

إذا كنت تقوم بالتصوير الكوكبي وتريد التقاط تفاصيل دقيقة ، فستحتاج على الأرجح إلى نسبة f عالية إلى حد ما. تستخدم ADCs مناشير إسفين ، والتي ستدخل اللابؤرية في النظام البصري. كلما زادت نسبة f ، قل مقدار الاستجماتيزم الناتج. ما الكاميرا التي تستخدمها وما هو حجم البكسل؟

أنا أستخدم zwo asi290mc ، حجم البكسل 2.9um. مع قاعدة "حجم 5x بكسل" ، يجب أن أستخدم حوالي f / 14.5 ، ومع بارلو 3x أنا في حوالي f / 14.7. هل إدخال ADC في قطار التصوير يغير f / نسبة؟

# 4 دان كروسون

من المحتمل أن يحصل هذا على المزيد من الردود في منتدى تصوير النظام الشمسي. اسمحوا لي أن أعرف إذا كنت تريد مني نقله هناك.

# 5 الديبران

بالتأكيد ، إذا كنت تعتقد أن ذلك سيساعد. شكرا دان

من المحتمل أن يحصل هذا على المزيد من الردود في منتدى تصوير النظام الشمسي. اسمحوا لي أن أعرف إذا كنت تريد مني نقله هناك.

# 6 CygnusBob

إذا كانت هذه كاميرا أحادية اللون بدقة 2.9 ميكرون بكسل ، فستحقق أخذ عينات حرجة عند نسبة f تبلغ 12 (عند 500 نانومتر). ومع ذلك ، نظرًا لأنها كاميرا ملونة بنمط Bayer للبكسل مع مرشحات ألوان مختلفة ، فإنني سأقدر أن نسبة f تبلغ 18 ستكون مطلوبة لأخذ العينات الحرجة. ومع ذلك ، ليس من الضروري ضرب هذا بالضبط. لذا فإن 3X Barlow الذي يمنحك f / = 14.7 يبدو صحيحًا. لن يؤدي هذا الترتيب إلى حدوث الكثير من الاستجماتيزم طالما تم وضع بارلو أمام ADC. واود ان اذهب مع ذلك.

لن تغير ADC نسبة f للنظام.

# 7 RedLionNJ

إذا كانت هذه كاميرا أحادية اللون بدقة 2.9 ميكرون بكسل ، فستحقق أخذ عينات حرجة عند نسبة f تبلغ 12 (عند 500 نانومتر). ومع ذلك ، نظرًا لأنها كاميرا ملونة بنمط Bayer للبكسل مع مرشحات ألوان مختلفة ، فإنني سأقدر أن نسبة f تبلغ 18 ستكون مطلوبة لأخذ العينات الحرجة. ومع ذلك ، ليس من الضروري ضرب هذا بالضبط. لذا فإن 3X Barlow الذي يمنحك f / = 14.7 يبدو صحيحًا. لن يؤدي هذا الترتيب إلى حدوث الكثير من الاستجماتيزم طالما تم وضع بارلو أمام ADC. واود ان اذهب مع ذلك.

لن تغير ADC نسبة f للنظام.

حظا سعيدا.

التباعد الإضافي الذي يقدمه ADC بين بارلو والمستشعر سيزيد من نسبة f. قد ترغب في التفكير في بارلو منخفض الطاقة (أو PowerMate) للتعويض عن ذلك.

# 8 شاروتارجي

هل يهم مكان وضع البارلو في i-train؟ قبل أو بعد ADC؟

# 9 PiotrM

هل يهم مكان وضع البارلو في i-train؟ قبل أو بعد ADC؟

# 10 الديبران

غير صحيح.

التباعد الإضافي الذي يقدمه ADC بين بارلو والمستشعر سيزيد من نسبة f. قد ترغب في التفكير في بارلو منخفض الطاقة (أو PowerMate) للتعويض عن ذلك.

حسنًا ، هذا منطقي ، لكن دعنا نجرب الرياضيات.

المواصفات الموجودة على ADC التي أفكر فيها تقول أن طول الجسم 30 ملم. (لست متأكدًا مما إذا كانت هذه هي المساحة الفعلية التي سيتم إضافتها إلى القطار أو إذا كانت تتضمن أنف المحول ، ولكن لنفترض أنها المسافة كمثال.) الطول البؤري الأصلي هو 1000 مم وقطر المرآة 203 مم. لذلك 1000/203 = f / 4.9

إذا أضفت مسافة 30 مم من ADC ، فسأحصل على 1030/203 = f / 5.1 ليس هناك الكثير من التغيير بإضافة 30 مم

لذلك إذا استخدمت بارلو 3x ، فستكون نسبة f / الخاصة بي 3 * 5.1 = f / 15.3

وباستخدام بارلو 2x ، ستكون نسبة f / الخاصة بي 2 * 5.1 = f / 10.2

هل هذا صحيح أم أني أفتقد شيئًا هنا؟

# 11 CygnusBob

نعم ، هناك مساحة إضافية عندما يكون ADC في مكانه (أنا لا أتحدث عن 30 ملم من السكن ، ولكن المسار البصري) ، لكنه لا يغير نسبة f. لقد تحققت من ذلك باستخدام برنامج تصميم بصري لـ f10 SCT مع وبدون ADC. الرقم f لم يتغير.

تشبه المساحة الإضافية ما يحدث عند إضافة مرشح أو نافذة إلى نظام بصري. يتم توفير المساحة الإضافية بواسطة T * (n-1) / n حيث T هي سماكة المرشح و n هي مؤشر الانكسار. في حالة ADC ، السماكة هي سماكة المنشورين الإسفينين ضد بعضهما البعض. كمثال على منشور إسفين 4 درجات ، قد يكون للمنشورات سمك

8 مم لذلك سيكون الطول الإضافي

يجب وضع ADC بعد عدسة Barlow. إذا قمت بذلك من قبل ، فسيكون هناك قدر كبير من الاستجماتيزم.

حرره CygnusBob، 12 تموز / يوليو 2018-05:58 مساءً.

# 12 رجل كوكاثا

بوب - أحترم حقيقة أنك تحاول مساعدة A / W هنا ولكني لاحظت أيضًا أنك قادم جديد هنا. (هذا لا يعني بالضرورة أنك لست خبيرًا في تصوير الكواكب ، لكن لا يمكنني تذكر رؤية عملك في أي وقت.)

يعمل الناس هنا مع قطارات التصوير هذه على مدار الساعة طوال أيام الأسبوع وأي إضافات على طول قطار التصوير بعد البارلو (أيًا كان بارلو) يجب أن يضيف طولًا إضافيًا ويغير تضخيم بارلو وبالتالي f / l كما هو موضح هنا: http: //www.televue .c. = 52 & ampTab = _صورة

من النادر أن تكون قادرًا على احتواء ADC في القطار دون اقتران في مكونات إضافية على الرغم من أنني عرضت بعض الأمثلة لتقليل هذا الموقف. لاحظ أيضًا أنه مع العديد / معظم SCT حيث يكون التركيز بعد السوق ضروريًا للتصوير الكوكبي ، فإن التركيز الخلفي سيحتاج إلى التغيير لإرجاع الصورة مرة أخرى إلى عدسة بارلو - وتغيير التباعد الأولي إلى الثانوي لتحقيق ذلك سيؤثر على نسبة f أيضًا.

لحسن الحظ ، يجب على OP فقط التأكد من قدرته على تحقيق التركيز باستخدام نيوت الخاص به.

تتبع معظم barlows الأخرى تدرجًا مشابهًا للتلفاز في ime الرابط أعلاه.

أنت محق بالطبع في وضع barlow بعد ADC ، خاصة مع نطاق مثل OP's مع f / l أصلي قصير.

تصبح هذه المواقف حرجة للغاية في بعض الأحيان عند التفكير في الحجم الأصغر للبكسل في مستشعرات الكثير من المحصول الحالي من الكاميرات. ASI290 كونها واحدة من هؤلاء.

# 13 CygnusBob

حسنًا ، نعم ، سيؤدي تغيير المسافة من Barlow إلى مستشعر الكاميرا ثم التركيز عن طريق تغيير الهدف إلى مسافة Barlow إلى تغيير رقم النظام سواء كان ADC موجودًا أم لا. ومع ذلك ، بعد تحديد الهدف إلى مسافة Barlow ، فإن إضافة ADC بعد ذلك لن يغير الرقم f. قد يجبر التصميم الخشن لـ ADC المستخدم على تغيير مسافة Barlow إلى مسافة التصوير. من الناحية المثالية ، يمكنك اختيار مسافة من بارلو إلى جهاز الاستشعار التي من شأنها أن تؤدي إلى عامل التكبير المطلوب ، ثم تعرف على كيفية التوصل إلى الفواصل المطلوبة. إذا كان من الصعب جدًا القيام بذلك ، فحدد عدسة Barlow مختلفة ذات طول بؤري مختلف مما قد ينتج عنه مسافة من Barlow إلى المستشعر يسهل تكوينها.

# 14 رجل كوكاثا

. لست متأكدًا تمامًا مما تحاول قوله هناك بوب - الحقيقة البسيطة هي أن أيا كانت المسافة المضافة إلى بارلو لتباعد المستشعرات تؤثر على كل من عامل التضخيم / القوة / الضرب في بارلو وبالتالي فإن نسبة f / النطاق هي تعمل في - فولستوب.

هذا هو لب الموضوع الذي يدركه كل من يشارك في تصوير الكواكب. محاولة الوصول إلى "القاعدة الأساسية" التي كثيرًا ما يتم اقتباسها وهي 5x حجم البكسل لأي كاميرا (f15 تقريبًا لـ ASI290MM ، على الرغم من أن هذا مرن للغاية ، والذي أظهرته شخصيًا منذ بعض الوقت هنا) هو التحدي عندما يكون النطاق من barlows التي توفر تضخيمًا متفاوتًا محدودة إلى حد ما. على الرغم من أنني كما قلت سابقًا ، فقد أدرجت في كثير من الأحيان عدة خيارات لذلك. استخدام عنصر العدسة فقط في العديد من العلامات التجارية الملكية هو الأبسط.

لدي انطباع بأنك تحاول معالجة هذه المسألة من وعي نظري محدود دون أي خبرة عملية حقيقية. بوب - اعتذر إذا كنت مخطئًا ولكن هناك إجراءات جسدية لا يمكن تجاهلها ببساطة!

# 15 توكسمان

أنت على الطريق الصحيح. لا تتورط في التفاصيل الصغيرة.

استخدم بارلو 3x. لن يضر أن يكون لديك بارلو آخر ، أي 4x ، في حالة وجود رؤية جيدة حقًا تقدم نفسها. المرونة تساعد.

يمكن العثور على إعداد ADC لـ Newtonian على جبل استوائي هنا: http: // skyinspector. -مصحح- ADC

أنا شخصياً أكره هذه الأجهزة. لكن ، حصلت على واحدة في قطار الصور الخاص بي.

راجع للشغل ، هل هناك قصة وراء اسم شاشتك؟

# 16 تافي ف.

- الشيء الرئيسي الذي يجب معرفته حول ضرورة استخدام مصحح ADC هو أن هذا الجهاز يفرض على الملاحظات (المرئية أو الفوتوغرافية) أن تكون خارج المحور. لذلك ، يحافظ المصحح على مقدار الانحرافات المتأصلة لهدف أو نظام معين (بدلاً من ذلك هو انكسار ، مرآة نيوتونية واحدة أو مرآتان منفصلتان) ويجعله يستخدم ، في مجال الرؤية المفيد.
- يزداد مقدار التصحيح المطلوب كلما انخفض الجسم في السماء (وهذا واضح).
- بالتناوب على البعد البؤري لهدف معين وارتفاع الجسم في السماء ، يزيد التصحيح الزاوي المطلوب بشكل مباشر مع الطول البؤري للهدف ، مما يعني ضمنيًا أن الارتفاع خارج المحور (أو الزاوية) سوف احترام نفس العلاقة النسبية المباشرة مع البعد البؤري. هذا هو السبب في أنه حتى التصميم المناسب لـ Dall-Kirkham سوف يتفوق على أداء نيوتن بالحجم المماثل مع مرآة رئيسية مكافئة الشكل بنفس نسبة f مثل الأساسي DK. لأن DK يؤدي بشكل أفضل خارج المحور (بالتصميم الجوهري) من النيوتن ، لنفس الزاوية المحددة.
- الحل التجاري الكلاسيكي لمصحح ADC هو قرصين إسفين ، يمكن تدويرهما بالنسبة لبعضهما البعض ، مما يزيد التصحيح من 0 إلى الحد الأقصى. وأيضًا يمكن تدوير مجموعة الفتحة في أداة التركيز بحيث يكون خط التصحيح المتحرك رأسيًا.
- ليس لزاوية قرص إسفين أي تأثير نظري على التصحيح ، إذا كان كلا المنشورين متماثلين. سيكون التصحيح الأقصى فقط أعلى أو أقل. قد تكون هناك حاجة إلى القيم الأعلى لأنظمة المرآتين الأكبر (من "العادي") (أسراب كبيرة ذات أطوال بؤرية أطول من 7..8 متر). أحد الجوانب العملية هو حساسية التعديل من أجل الحصول على تصحيح الرغبة.

- أخيرًا ، هناك إمكانية أخرى لتغيير التصحيح الخطي المطلوب في المستوى البؤري ، ليس عن طريق زيادة قوة المجموعة المنشورية (كوحدة) ، ولكن عن طريق تغيير المسافة بين المنشور والمستوى البؤري. باستخدام قرص إسفين واحد فقط (منشور) مع حركة محورية فيه! هذا الحل هو الأكثر كفاءة من حيث البصريات ، وله العيب الوحيد أنه لا يبدأ من الصفر ، لكنه لا يحتاج إلى ذلك. إذا كان لديك تلسكوب كوكبي مخصص للاستخدام. هذا ما أستخدمه كمصحح ADC ، بقرص موشوري أحادي درجتين.

# 17 CygnusBob

لدي بعض الخبرة العملية مع ADCs. أقوم ببناء ADC DIY الذي يستخدم التصميم الطولي. لا أحب معظم ADCs التي يتم بيعها باستخدام تصميم منشور الإسفين الدوار. السبب في عدم إعجابي بهم هو أنه في وجود الاضطرابات ، يصعب ضبطهم. مع التصميم الطولي ، كل ما تحتاج إلى معرفته هو زاوية ارتفاع الكوكب الذي تراقبه. ثم تقوم بتعيين تلك الزاوية مباشرة باستخدام مقياس على ADC. ليس من الضروري حتى إلقاء نظرة على الصور أو إدخال العدسة العينية للحصول على الضبط الصحيح. سيكون من الجيد أن يبدأ بعض البائعين في بيع هذا النوع من ADC.

لقد وصفت ADC هذا في مقال في مجلة علم الفلك اليوم بعنوان "مصحح تشتت الغلاف الجوي سهل الاستخدام" المجلد 8 العدد 4 يوليو-أغسطس 2014.

حرره CygnusBob ، 13 يوليو 2018 - 10:33 صباحًا.

# 18 PiotrM

حسنًا ، مستوى التصحيح المطلوب يعتمد أيضًا على الظروف الجوية. كانت هناك ليالٍ لاحقة عند نفس ارتفاع الكوكب تقريبًا استخدمت إعدادات ADC مختلفة. أشك في أنه يمكنك ضبط ADC مسبقًا والحصول على تصحيح مثالي دون تعديل فعلي.

أيضًا إذا كان هناك اضطراب يمنع إعداد ADC ، فإن التصوير أيضًا لا طائل منه - يجب أن يكون شيئًا كبيرًا وملحوظًا حقًا.

# 19 الديبران

شكرا على المناقشة ، الناس! أنا أقدر المساعدة. سأضع نصيحتك في الاعتبار. سوف أمضي قدمًا وأبدأ في تجربة ADC ، وأرى ما هو الاستخدام الذي يمكنني الاستفادة منه للتصوير. إذا لم يعجبني ، فأنا متأكد من أنه سيكون مفيدًا للملاحظة المرئية أو مع نطاق مختلف في المستقبل.

(ToxMan - إنه مجرد ويسكي خيالي من عالم Star Trek. الاسم مأخوذ من مشهد مضحك من Star Trek من الجيل التالي ، حيث تتشارك Data و Picard في زجاجة نبيذ مع Scottie. أعتقد أن الحلقة تسمى "Relics". http: // memory-alpha. debaran_whiskey)

# 20 رجل كوكاثا

بوب - اعتذر أولاً عن بعض الطموحات (المحتملة) فيما يتعلق بتعليقاتي حول وعيك "النظري مقابل العملي" / مشاركتك مع ADC - من الواضح أن لديك بعض الخلفية العملية جدًا فيها!

لكن مسألة التباعد في قطار الصور لا تزال حادة للغاية مع الحفاظ على مقاييس الصورة تحت السيطرة حيث تعمل ADC & amp أي موصلات بينية على barlow ، وهو ما يحدث في كل مرة تقريبًا.

في الواقع ، بعد أن أُشير إلي أن زيادة المسافة بين مستشعر الكاميرا ADC و amp ساعد في الإعداد / الاستخدام (على الأقل مع مجموعة الوتد المشترك) ، أصبحت المسافة من بارلو إلى المستشعر مشكلة أكبر. لكنها بالطبع ليست مستعصية على الحل.

أنا أقدر تعليقاتك على الاضطراب واستخدام ADC ولكن كما يقترح Piotr أنه ربما لا يستحق التصوير في تلك المواقف على أي حال - غالبًا ما أدافع هنا عن عدم جدوى التصوير في حالة ضعف الرؤية على الرغم من أنني أستطيع أن أقدر أن بعض الأشخاص قد يجدون أن ذلك يمنعهم من التصوير في الكل. لذا فهذه نقطة.

إدخال جيد أيضًا Tavi: في فقرتك الأخيرة ، هل تتحدث عن المستوى البؤري الرئيسي (أي مستوى الهدف / العدسة / المرآة) أو تشير إلى ذلك (أي المستشعر) بعد أي بارلو.

بشكل عام ، بعض النقاط المثيرة للاهتمام - A / W ، "تجربة ADC" هي بالفعل طريقك إلى الأمام وأؤيد بالتأكيد استخدامها في الارتفاعات المنخفضة.

# 21 CygnusBob

نعم ، إذا كانت الاضطرابات كبيرة جدًا ، فقد يطلق عليها أيضًا ليلة.

ومع ذلك ، هناك مشكلة أخرى في التصميم الدوار تجعل التعديل أكثر تعقيدًا. يجب أن يدور كلا المنشورين. أحدهما في اتجاه عقارب الساعة والآخر عكس اتجاه عقارب الساعة. الفكرة هي أن مستوى التناظر بين المنشورين يجب أن يكون في الاتجاه الرأسي (بصريًا). بمعنى آخر ، إذا تم تدوير أحد المنشور بمقدار 23 درجة في اتجاه عقارب الساعة ، فيجب تدوير المنشور الآخر بمقدار 23 درجة عكس اتجاه عقارب الساعة. هذا أمر مستقيم للأمام بالنسبة لمنكسر أو SCT ، ولكن بالنسبة لنيوتوني ليس كذلك ، لأن الاتجاه "الرأسي" هو الاتجاه الذي يظهر عموديًا إذا كنت تنظر إلى العدسة العينية. من الناحية المثالية ، يجب أن يتم هذا الدوران بآلية تروس ، بحيث تحدث التدويرات المتساوية والمعاكسة تلقائيًا. هناك ADC باهظ الثمن إلى حد ما يحتوي على آلية تروس ، لكن النماذج الأرخص لا تحتوي على هذه الميزة.

حرره CygnusBob ، 14 يوليو 2018 - 12:30 مساءً.

# 22 جون بودرو

نعم ، إذا كانت الاضطرابات كبيرة جدًا ، فقد يطلق عليها أيضًا ليلة.

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 مستخدم 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? - الفلك

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! This occurs when

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. شركة Am. أ 19,926–945 (2002) [CrossRef]

4. A. A. Tokovinin, “Polychromatic scintillation,” J. Opt. شركة Am. أ 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. شركة 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. شركة Am. 67,407–409, (1977). [CrossRef]

9. E. P. Wallner, “Comparison of diffractive and refractive effects in two-wavelength adaptive transmission,” J. Opt. شركة Am. أ 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. Opt. 6,51–59 (1967). [CrossRef] [PubMed]

12. P. E. Ciddor, “Refractive index of air: new equations for the visible and near infrared,” Appl. Opt. 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. لا. ر.أسترون. شركة 251,155–166 (1991)

15. M. M. Colavita, M. Shao, and D. H. Staelin, “Atmospheric phase measurements with the Mark III stellar interferometer,” Appl. Opt. 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. Opt. 43,2316–2324 (2004). [CrossRef] [PubMed]

17. R. J. Sasiela, “Wave-front correction by one or more synthetic beacons,” J. Opt. شركة Am. أ 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. شركة Am. أ 19,912–925 (2002). [CrossRef]

19. C. G. Wynne and S. P. Worswick, “Atmospheric dispersion correctors at the Cassegrain focus,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 220,657–670 (1986).

20. C. G. Wynne “Correction of atmospheric dispersion in the infrared,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 282,863–867 (1996).

21. C. G. Wynne, “Atmospheric dispersion in very large telescopes with adaptive optics,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 285,130–134 (1997).

22. C. G. Wynne, “A new form of atmospheric dispersion corrector,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 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).

مراجع

  • View by:
  • Article Order
  • |
  • سنة
  • |
  • Author
  • |
  • النشر
  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. شركة Am. A 19,926–945 (2002)
    [Crossref]
  4. A. A. Tokovinin, “Polychromatic scintillation,” J. Opt. شركة 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. شركة 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. شركة Am. 67,407–409, (1977).
    [Crossref]
  9. E. P. Wallner, “Comparison of diffractive and refractive effects in two-wavelength adaptive transmission,” J. Opt. شركة 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. Opt. 6,51–59 (1967).
    [Crossref][PubMed]
  12. P. E. Ciddor, “Refractive index of air: new equations for the visible and near infrared,” Appl. Opt. 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. لا. ر.أسترون. شركة 251,155–166 (1991)
  15. M. M. Colavita, M. Shao, and D. H. Staelin, “Atmospheric phase measurements with the Mark III stellar interferometer,” Appl. Opt. 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. Opt. 43,2316–2324 (2004).
    [Crossref][PubMed]
  17. R. J. Sasiela, “Wave-front correction by one or more synthetic beacons,” J. Opt. شركة 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. شركة Am. A 19,912–925 (2002).
    [Crossref]
  19. C. G. Wynne and S. P. Worswick, “Atmospheric dispersion correctors at the Cassegrain focus,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 220,657–670 (1986).
  20. C. G. Wynne “Correction of atmospheric dispersion in the infrared,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 282,863–867 (1996).
  21. C. G. Wynne, “Atmospheric dispersion in very large telescopes with adaptive optics,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 285,130–134 (1997).
  22. C. G. Wynne, “A new form of atmospheric dispersion corrector,” Mon. لا. ر.أسترون. شركة 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).


شاهد الفيديو: How to Sharpen a Hand Saw. Ripsaws (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Mackinley

    الآن لا يمكنني المشاركة في المناقشة - ليس هناك وقت فراغ. قريبا جدا سأعبر عن رأيي بالتأكيد.

  2. Douzuru

    آسف لأنني لا أستطيع المشاركة في المناقشة الآن - ليس هناك وقت فراغ. سيتم إطلاق سراحي - سأعبر بالتأكيد عن رأيي في هذه القضية.

  3. Marwin

    أعتقد أنك مخطئ. يمكنني الدفاع عن موقفي. أرسل لي بريدًا إلكترونيًا في PM ، سنتحدث.

  4. Kayde

    يبدو لي فكرة جيدة بالنسبة لي. أنا أتفق معك.



اكتب رسالة