Notiuni de optica

pagina anterioara

Apertura: Apertura este diametrul obiectivului telescopului (oglinda principala in cazul reflectoarelor sau obiectiv in cazul refractorelor). Cand astronomii se refera la marimea telescopului, se refera la apertura sa. Cei mai multi astronomi considera apertura ca cel mai important criteriu in alegerea unui telescop. In general (desi sunt multe exceptii de la aceasta regula, in special in cazul refractoarelor si in cazul astrofotografiei), daca optica este de calitate buna, cu cat este mai mare apertura telescopului, cu atat acesta aduna mai multa lumina si produce imagini mai luminoase si mai bogate in detalii.

Unghi focal: Unghiul focal este determinat de unghiul sub care razele de lumină vin la ocular.

Punct focal: Punctul focal este punctul în care se întâlnesc toate razele de lumină care vin la ocular de la obiectivul telescopului.

Distanţa focală: este distanţa de la obiectiv la punctul focal. Distanţa focală a unui obiectiv poate fi modificată cel mai simplu prin folosirea unei lentile Barlow care măreşte distanţa focală de un număr determinat de ori. Distanţa focală efectivă poate să nu fie egală cu distanţa focală fizică (distanţa de la obiectiv la ocular) în cazul telescoapelor catadioptrice, acestea îndoind razele de lumină de două ori în interiorul tubului şi mărind prin intermediul oglizii secundare distanţa focală.

Raportul focal (f ratio): Raportul focal (sau f ratio) este raportul dintre distanţa focală şi diametrul obiectivului. Astfel, un telescop cu diametrul oglinzii principale de 200mm si o distanta focala de 1000mm are un raport focal f/5. Sau, stiind raportul focal al telescopului si diametrul oglinzii principale putem afla distanta focala a oglinzii. Termenul de raport focal este foarte familiari fotografilor, obiectivele foto fiind identificate dupa raportul lor focal. In cazul camerelor foto, un obiectiv cu un raport focal mai mic va produce imagini mai luminoase pe film sau cip, permitand astfel expuneri mai scurte cand sunt fotografiate obiecte slab iluminate. Acelasi lucru este valabil pentru telescoape. Telescoapele cu raporturi focale mai mici vor produce imagini mai luminoase pe cip, reducand timpul de expunere necesar pentru a surprinde obiecte putin stralucitoare, de aceea aceste telescoape sunt numite rapide. Telescoapele cu raporturi focale mai lungi necesita expuneri mai lungi pentru obtinerea unui acelasi nivel de detaliu comparativ cu un telescop cu un obiectiv identic, dar cu un raport focal mai mic, de aceea acestor telescoape le mai spune si incete.

Raportul focal insa nu are acelasi efect asupra observatiilor vizuale. Un telescop cu un raport focal mai mic nu va produce imagini mai luminoase fata de un telescop cu un raport focal mai mare. Imaginea vazuta printr-un telescop cu diametrul de 200mm si raportul focal f/5 si cea vazuta printr-un telescop cu diametrul de 200mm si raportul focal f/8 va fi identica daca se folosesc puteri de marire identice. In cazul observatiilor vizuale luminozitatea unui obiect vazut prin telescop depinde de dimensiunea obiectivului telescopului si puterea de marire folosita. Astfel cu cat diametrul obiectivului telescopului este mai mare cu atat imaginile produse sunt mai luminoase intrucat telescopul capteaza mai multa lumina. Cu cat obiectivul telescopului capteaza mai multa lumina cu atat imaginea produsa de acesta poate fi marita mai mult. Cu cat puterea de marire este mai mare, cu atat imaginea va fi mai putin luminoasa.

Grosismentul (puterea de mărire): Puterea de marire se calculeaza ca raportul dintre distanţa focală a obiectivului şi distanţa focală a ocularului. În general se recomandă utilizarea unei măriri de maxim 50X-60X diametrul obiectivului exprimat în inchi sau de 2X diametrul obiectivului măsurat în milimetri. Aceasta valoare este insa valabila doar pentru conditii ideale, ceea ce se intampla foarte rar. In realitate, multi observatori vizual rareori depasesc 40X per inch. In general cele mai multe observatii au loc la mariri intre 50X si 250X, mai mici pentru obiecte deepsky si mai mari pentru planete si Luna. Multi oameni, in special cei care nu au utilizat un telescop si incepatorii, cred ca cu cat este mai mare puterea de marire cu atat este mai bun telescopul. Lucru complet gresit! Pe masura ce puterea de marire creste, marimea aparenta a obiectelor vazute prin telescop creste, insa ceea ce acesti oameni nu realizeaza este ca in acelasi timp imaginea devine mai putin luminoasa si mai putin clara. In momentul in care imaginea depaseste limita de marire permisa de telescop si atmosfera calitatea imaginii devine asa de slaba incat se vor vedea mai putine detalii decat la puteri mici de marire.

Puterea rezolvanta (rezolutia): Rezolutia telescopului este capacitatea sa de a releva detalii fine la nivelul obiectelor ceresti studiate. Desi rezolutia este importanta pentru toate tipurile de observatii, ea este critica in observarea planetelor, Lunii si a stelelor duble. Rezolutia se masoara in secunde de arc. Indiferent de marimea telelescopului, calitatea opticii sale, stelele nu vor fi niciodata puncte de lumina datorita interferentei atmosferei si datorita faptului ca lumina vizibila este compusa din mai multe lungimi de unda. In conditii atmosferice perfecte stelele apar ca un disc luminos inconjurat de inele mai putin luminoase. Acest disc se numeste discul Airy. Datorita faptului ca diferitele lungimi de unda ce compun lumina vizibila au frecvente diferite, razele ce vin de la optica telescopului interfereaza unele cu altele producand o serie de inele concentrice intunecate si luminoase in jurul discului Airy numite inele de difractie. Intr-un telescop cu o optica perfecta, fara obstructie centrala (refractor), in conditii ideale 84% din lumina este concentrata in discul Airy, 7% in primul inel de difractie, 3% in al doilea inel, iar restul se distribuie progresiv in celelelate inele de difractie. Diametrul aparent al discului Airy produs de telescop determina puterea rezolvanta a telescopului. Cu cat telescopul are o apertura mai mare, cu atat discul Airy este mai mic, iar puterea rezolvanta mai mare. In secolul XIX William Dawes a calculat experimental o valoare care exprima rezolutia telescopului in functie de diametrul lui, observand doua stele galbene de magnitudinea 6 ce pot fi separate ca doua puncte de lumina alaturate. Aceasta marima are numele de limita lui Dawes si se calculeaza impartind 4,56 cu apertura telescopului exprimata in inchi (sau 116 impartit la apertura telescopului exprimata in milimetri). Aceasta limita poate fi depasita de telescoapele mici cu o optica perfecta in conditii atmosferice ideale, insa sunt si o multime de factori care afecteaza negativ capacitatea telescoapelor de a functiona la limita lui Dawes: turbulente in atmosfera, optica slaba, optica decolimata, acuitatea vizuala a observatorului. Rareori atmosfera Pamantului permite atingerea unor rezolutii mai mari de 0,5 arcsec., astfel ca telescoapele mai mari de 10" - 254mm diametrul rareori ajung sa prezinte detalii mai fine de 0,5 arcsec. Ceea ce ofera insa telescoapele mai mari este posibilitatea de a beneficia de rezolutia sporita atunci cand atmosfera permite si luminozitate crescuta datorita capacitatii lor de a aduna mai multa lumina, astfel ca imaginile vor aparea mai stralucitoare si se pot utiliza puteri de marire mai mari pentru obtinerea unei scale mai mari a detaliilor.

Aberaţia de sfericitate: Aberatia de sfericitate apare atunci când razele de lumină nu sunt reflectate într-un acelaşi punct. Este specifică oglinzilor sferice şi poate fi corectată prin parabolizarea oglinzii principale, prin intermediul unor lentile corectoare (aşa cum se întâmplă în cazul sistemelor Schmidt-Cassegrain sau Maksutov-Cassegrain, de exemplu) sau printr-o distanţă focală fizică foarte lungă în cazul oglinzilor de dimensiuni sub 150mm. În cazul telescoapelor newtoniene de dimensiuni peste 150mm se recurge la parabolizarea oglinzilor pentru a anula aberaţia de sfericitate.

Coma: Coma este o aberaţie datorată formei oglinzii şi apare în cazul oglinzilor foarte rapide (raportul focal este sub f/6) pentru punctele de lumină care nu sunt paralele cu axa optică a oglinzii sau a instrumentului (nu se află în centrul imaginii). În timp ce razele reflectate de părţile centrale ale oglinzii au punctul focal (se întretaie) aproape de axa optică a instrumentului, razele reflectate de părţile marginale nu sunt reflectate în acelaşi punct, formând o imagine alungită sub formă de "V". Coma poate fi corectată fie folosind lentile corective, fie utilizând oglinzi cu distanţa focală mare.

Aberaţia cromatică: Aberatia cromatica este specifică doar lentilelor (deci refractoarelor) şi apare când diferitele lungimi de undă ale spectrului vizibil nu sunt focalizate în acelaşi plan focal. Aceasta se datorează indicelui de refracţie al materialului din care este confecţionată lentila în funcţie de lungimea de undă a radiaţiilor care compun lumina. Corectarea acestei aberaţii se face folosind un obiectiv alcătuit din două/trei/patru lentile cu indici de refracţie diferiţi pentru a anula efectele produse de fiecare dintre ele separat sau prin utilizarea unui element din sticlă specială ED sau cu fluorit in componenţa obiectivului. Obiectivele acromate sau semi-apocromate reduc aberaţia cromatică, însă obiectivele apocromate o elimină total.

Astigmatismul: Astigmatismul este specific lentilelor şi apare pentru imaginile aflate la marginea câmpului vizual când razele ce trec prin lentilă formând un unghi oblic faţă de axa optică sunt focalizate diferit faţă de razele paraxiale. În funcţie de unghiul de incidenţă al razelor ce intră în lentilă, planul de refracţie este orientat fie tangenţial, fie sagital, astfel că imaginea ce rezultă depinde de locaţia planului focal şi este caracterizată prin imagini înceţoşate mai mult sau mai puţin alungite şi a căror intensitate şi contrast scad pe măsură ce distanţa faţă de centru creşte. Când astigmatismul este corectat imaginile tangenţiale şi sagitale coincid pe o suprafaţă curbă a lentilei numită suprafaţă Petzval.

inapoi la pagina anterioara