Astronomie

Comment se produit la diffraction dans un télescope à réflexion ?

Comment se produit la diffraction dans un télescope à réflexion ?

Il est compréhensible que la diffraction se produise dans les télescopes à réfraction, car la lentille elle-même est une petite ouverture pour que la lumière passe.

Mais qu'en est-il des télescopes réfléchissants ? Puisque la lumière est réfléchie et qu'un miroir n'est pas exactement une « ouverture » ? Comment la lumière peut-elle se diffracter dans un télescope à réflexion ?


La diffraction n'a rien à voir avec le fait que vous utilisiez une lentille ou un miroir dans votre télescope. La diffraction se produit pour la même raison dans les télescopes à réflexion que dans les télescopes à réfraction : elle passe à travers une ouverture.

Il n'y a pas de diamètre d'ouverture seuil pour lequel vous avez de la diffraction. Quelle que soit la taille de l'ouverture, vous aurez de la diffraction. Quelle que soit la forme de l'ouverture, vous aurez également de la diffraction. Cela se produit sur n'importe quelle ouverture.

Cependant, plus l'ouverture est grande, plus le diagramme de diffraction ou le disque Airy est petit. A la page 19 du document que vous mentionnez dans les commentaires, il y a une relation entre la taille de l'ouverture et la taille du disque Airy.

Pour clarifier ce qui est dit dans le premier paragraphe de la page 18

Si le télescope était remplacé par un télescope avec un objectif plus étroit, les images des deux étoiles se chevaucheraient trop et l'observateur ne pourrait pas les voir comme des étoiles séparées.

Si les deux étoiles sont remplacées par deux étoiles suffisamment proches, les images des deux étoiles se chevaucheraient trop et dans ce cas l'observateur ne pourrait pas non plus les voir comme des étoiles séparées.


En passant, les télescopes à réfraction ne sont pas nécessairement plus petits que les télescopes à réflexion. Il existe des télescopes à réfraction avec une lentille de plus d'un mètre de diamètre. Beaucoup plus gros que la plupart des télescopes amateurs !


Comment se produit la diffraction dans un télescope à réflexion ? - Astronomie

Le télescope réflecteur utilise un miroir pour recueillir et focaliser la lumière. Tous les objets célestes (y compris ceux de notre système solaire) sont si éloignés que tous les rayons lumineux qui en proviennent atteignent la Terre sous forme de rayons parallèles. Parce que les rayons lumineux sont parallèles les uns aux autres, le miroir du télescope réflecteur a une forme parabolique. Le miroir de forme parabolique concentre les rayons lumineux parallèles en un seul point. Tous les télescopes de recherche modernes et les grands télescopes amateurs sont du type à réflecteur en raison de ses avantages par rapport au télescope réfracteur.

Avantages

  1. Les télescopes à réflecteur ne souffrent pas d'aberration chromatique car toutes les longueurs d'onde se refléteront sur le miroir de la même manière.
  2. Le support du miroir d'objectif est tout le long de la face arrière afin qu'ils puissent être très GRANDS !
  3. Les télescopes réflecteurs sont moins chers à fabriquer que les réfracteurs de même taille.
  4. Parce que la lumière se reflète sur l'objectif, plutôt que de le traverser, un seul côté de l'objectif du télescope réflecteur doit être parfait.

Hélas! Malgré les avantages du télescope à réflecteur, les astronomes doivent faire face à quelques désagréments mineurs.

Désavantages

  1. Il est facile de désaligner l'optique.
  2. Le tube d'un télescope réflecteur est ouvert vers l'extérieur et l'optique nécessite un nettoyage fréquent.
  3. Souvent, un miroir secondaire est utilisé pour rediriger la lumière vers un point de vue plus pratique. Le miroir secondaire et ses supports peuvent produire des effets de diffraction : les objets brillants ont des pointes (l'« effet étoile de Noël »).

La deuxième photo montre la trajectoire de la lumière dans le télescope Keck de 10 mètres au W.M. Observatoire de Keck. L'objectif est composé de 36 miroirs hexagonaux réunis pour agir comme un grand miroir de 10 mètres de diamètre. En cliquant sur l'image, vous obtiendrez plus d'informations sur ce télescope dans une autre fenêtre. La petite image à côté montre l'objectif de 10 mètres. La personne vêtue de rouge au centre vous donne une idée de l'échelle. L'observatoire Keck se compose de deux télescopes de 10 mètres placés l'un à côté de l'autre au sommet du Mauna Kea : Keck I a ouvert ses portes en 1993 et ​​Keck II a ouvert ses portes en 1996. Les enseignements tirés de la construction des télescopes Keck ont ​​été utilisés pour construire plusieurs télescopes de taille similaire ou supérieure depuis lors. Voir les liens au bas de la page pour plus d'informations sur certains télescopes terrestres vraiment énormes en cours de réalisation.

Dans les télescopes réflecteurs et réfracteurs, la mise au point est avant l'oculaire, de sorte que l'image dans les télescopes astronomiques est à l'envers. Les télescopes utilisés pour regarder les choses à la surface de la Terre utilisent un autre objectif pour réinverser l'image à l'endroit. La plupart des télescopes à réflecteur utiliseront un miroir secondaire plus petit devant le grand miroir primaire pour refléter la lumière vers un point d'observation plus pratique. Isaac Newton a utilisé un miroir secondaire plat à un angle de 45 degrés pour refléter la lumière vers un oculaire sur le côté du tube du télescope près du sommet. Un tel arrangement, appelé newtonien design est utilisé par de nombreux télescopes amateurs.

De nombreux télescopes à réflecteur utilisent une autre conception de chemin lumineux appelée le casse-grain conçu pour refléter la lumière à travers un trou dans le miroir primaire, de sorte que les détecteurs ou l'oculaire peuvent être facilement placés derrière le télescope. La plupart des grands télescopes utilisés pour la recherche, y compris le télescope spatial Hubble, sont de cette conception. Certains des plus grands télescopes comme le télescope Hale et le télescope Keck ont ​​des emplacements pour placer des détecteurs au foyer principal, où la lumière du miroir principal se concentre d'abord. Les images dans les télescopes à réflecteur n'ont pas de trous ou d'ombres parce que les rayons lumineux des parties non bloquées du miroir primaire sont tous additionnés lorsqu'ils sont focalisés ensemble. Même si une partie du miroir primaire est bloquée ou manquante, il y a encore beaucoup d'espace de miroir primaire utilisable pour recueillir la lumière.

Les deux types de télescope peuvent souffrir d'un défaut appelé abbération sphérique de sorte que toute la lumière n'est pas focalisée au même point. Cela peut arriver si le miroir n'est pas assez courbé (en forme de partie de sphère au lieu d'un paraboloïde) ou si la lentille en verre n'est pas formée correctement. L'objectif du télescope spatial Hubble en souffre (il est trop plat de 2 microns, environ 1/50 de la largeur d'un cheveu humain) et utilise donc des optiques correctrices pour compenser. L'optique de correction intercepte les faisceaux lumineux du miroir secondaire avant qu'ils n'atteignent les caméras et les spectrographes. Heureusement, l'aberration sphérique du télescope spatial Hubble est si parfaite qu'elle est facile à corriger !

Même avant la mission d'entretien de 1993 qui a installé l'optique corrective 2,5 ans après la mise en orbite du télescope spatial Hubble (lancé en avril 1990), les astronomes ont pu obtenir des résultats significatifs du télescope. Les images ont été améliorées par ordinateur pour corriger l'aberration sphérique afin de produire des images plus nettes que celles de n'importe quel télescope au sol. De plus, les astronomes ont pu observer la lumière ultraviolette provenant d'objets célestes et d'objets plus faibles que ceux que l'on pouvait voir depuis le sol. Cependant, le traitement informatique prenait beaucoup de temps et l'aberration empêchait la focalisation de la majeure partie de la lumière. Cela signifiait que les astronomes ne pouvaient pas voir les objets très faibles (et lointains) qu'ils recherchaient. Les astronomes et le public ont été très satisfaits de l'installation des optiques correctrices.


M 100 quelques jours avant (à gauche) et après (à droite) l'installation des optiques correctrices (COSTAR) en décembre 1993.

Des télescopes au sol plus grands que Keck qui surpasseront même le télescope spatial Hubble (dans les bandes optiques et infrarouges utilisant l'optique adaptative) sont en cours de construction. Voici des liens vers certains de ces futurs très grands télescopes. La sélection de l'un des liens fera apparaître le site dans une nouvelle fenêtre (devant ou derrière cette fenêtre). Le schéma ci-dessous compare de nombreux télescopes actuels et futurs.


Comment les réseaux de diffraction nous renseignent-ils sur les étoiles et les galaxies lointaines ?

Le lien entre les réseaux de diffraction et les étoiles se trouve en spectroscopie, qui est l'étude de la luminosité relative d'un objet à chaque longueur d'onde de la lumière (rayonnement électromagnétique) qu'il émet ou absorbe. Chaque élément a une « empreinte digitale » unique déterminée par les énergies d'électrons admissibles entourant son noyau, l'amenant à émettre ou à absorber des longueurs d'onde de lumière spécifiques.

Les informations sur la composition, les champs magnétiques, le mouvement, la température et la pression d'une étoile peuvent donc être obtenues en analysant l'intensité de sa lumière à chaque longueur d'onde. Pour permettre cette analyse, la lumière totale émise par l'étoile doit être décomposée en longueurs d'onde individuelles juste à un prisme ou un arc-en-ciel sépare la lumière du soleil en longueurs d'onde ou couleurs distinctes.

Un prisme profite de la dispersion, qui résulte du fait que différentes couleurs de lumière traversent le verre à des vitesses différentes, en fonction de la longueur d'onde.

Un réseau de diffraction peut accomplir la même séparation de couleurs en raison de la diffraction. Un rayon lumineux réfléchi (ou transmis) par une rainure dans le réseau interférera de manière constructive ou destructive avec le rayon de la rainure à côté, selon l'angle sous lequel il émerge et la longueur d'onde de la lumière. Vous pouvez voir cette séparation des couleurs en regardant la lumière blanche réfléchie par les rainures d'un CD.

L'avantage d'un réseau par rapport à un prisme est que la lumière passant à travers un prisme peut être absorbée (et perdue), tandis que le spectre de lumière réfléchie d'un réseau n'a pas à être transmis à travers un matériau. C'est le même avantage d'utiliser un télescope réflecteur par rapport à un réfracteur.
Répondu par : Paul Walorski, B.A., professeur de physique à temps partiel

« L'agitation et le mécontentement sont les premières nécessités du progrès.


  1. L'optique peut facilement se désaligner
  2. Il a besoin d'un nettoyage fréquent.
  3. Un miroir secondaire dans ce télescope redirige la lumière, ce qui entraîne des effets de diffraction.

Les deux télescopes réflecteurs les plus célèbres sont le télescope Hae de 5 mètres de l'observatoire de Palomar. Le second est le télescope Keck W.M. de 10 mètres. Observatoire de Keck.

Le télescope Hae était le plus grand télescope. En 1976, un plus grand télescope construit. Malheureusement, les spécifications requises n'ont pas été respectées.

Un an plus tard, le télescope était enfin perfectionné. Ce télescope était mieux connu sous le nom de télescope Keck de 10 mètres en 1993.


Comment ajouter ou supprimer des pointes de diffraction d'une image de télescope

OK, les pointes de diffraction ne sont pas réelles, dans le sens où elles proviennent de notre optique et non d'une source. Mais nous devons admettre qu'ils sont souvent superbes dans les astro-images, en particulier dans les photographies d'amas ouverts.

Les astronomes et astrophotographes amateurs/professionnels ont des sentiments mitigés sur les pics de diffraction. Certaines personnes aiment l'effet esthétique qu'elles créent au point de faire tout leur possible pour ajouter artificiellement les &lsquostarbursts&rsquo à une image.

D'autre part, les astronomes professionnels appellent les pointes de diffraction &rsquoiinterference&rsquo et essaient de les éviter. Les pointes de diffraction peuvent être une nuisance pour les scientifiques, surtout si un objet qu'ils essaient d'imager est situé à proximité d'une étoile brillante (et est donc obscurci par une pointe). Mais il existe des moyens d'y faire face. En général,

pour créer des pointes de diffraction, vous pouvez

  • Placez un masque de bricolage &lsquocross&rsquo devant une ouverture (une ficelle ou un fil fera l'affaire)
  • Utilisez un logiciel spécial (comme StarSpikes PlugIn pour Adobe Photoshop) pour ajouter des pointes en post-production

Pour vous débarrasser des pointes de diffraction, vous pouvez

  • Positionner le miroir secondaire hors de l'axe
  • Faire tourner le télescope
  • Modifiez la forme des entretoises de support. Si vous empruntez cette voie, gardez à l'esprit que les entretoises courbées devront probablement être plus épaisses et entraîneront une perte de contraste.
  • Effacer les pics en post-production

Quelle est votre opinion sur les pointes de diffraction? Vous les aimez ? Les détester ? Ne vous en souciez pas ?

Si vous avez apprécié cet article, vous serez peut-être curieux de savoir comment sont faites les images colorées de Hubble !


Conseils d'astronomie



À gauche, une image simulée par ordinateur d'une étoile vue à haute puissance à travers un télescope. Basée sur le principe de Huygens, l'image a été créée en formant un cercle de gain unitaire en 3D pour représenter une ouverture circulaire, puis en effectuant une transformée de Fourier 2D sur le motif. Le résultat est le motif d'interférence montré ici, et il représente une source ponctuelle (étoile) vue à travers un télescope.

À titre d'illustration, cette image est beaucoup plus grande qu'une étoile réelle regardera à travers votre télescope. Plutôt que d'être vue comme un seul point lumineux, une étoile dans un télescope à haute puissance est vue comme un petit cercle de lumière entouré d'un ou plusieurs anneaux. Les anneaux durent indéfiniment, mais perdent rapidement de l'amplitude, seuls les premiers sont visibles.

Le motif annulaire est une loi fondamentale de la physique, mais peu pratique pour l'utilisateur de télescopes. Comme vous pouvez l'imaginer, deux étoiles très proches l'une de l'autre ont des anneaux qui se chevauchent, ce qui brouille la distinction entre les étoiles. Le modèle d'anneaux, appelé un modèle de diffraction, limite le pouvoir de résolution d'un télescope.

Le modèle montré est ce qui serait vu à travers un télescope astronomique réfracteur. Les réfracteurs fournissent des motifs d'étoiles avec le moins d'énergie (luminosité) distribuée dans les anneaux entourant l'étoile. Les télescopes à réflexion comme les télescopes newtoniens et les télescopes Schmidt Cassegrain ont généralement une sorte de miroir secondaire dans le trajet lumineux qui complique le motif, ce qui entraîne une plus grande distribution d'énergie dans les anneaux environnants et moins dans le disque central qui est l'étoile.

La lumière qui est diffusée dans les anneaux de diffraction rend l'image de l'étoile centrale un peu plus sombre et les anneaux environnants plus lumineux. Vous pouvez lire plus de détails sur la diffraction et les différentes conceptions de télescopes dans le didacticiel sur la diffraction.

Il n'y a pas que les images d'étoiles qui souffrent de ce phénomène. Une image étendue, comme celle d'une planète, équivaut à un grand nombre de tels points limités en diffraction. Chaque point a de l'énergie dispersée dans les anneaux entourant le point. Cela réduit le contraste dans une image étendue comme Jupiter ou Mars, qui sont essentiellement composées de nombreux points lumineux.

La nature supérieure des réfracteurs en ce qui concerne la diffraction est la raison pour laquelle de nombreux utilisateurs de télescopes les préfèrent. Alors pourquoi tout le monde n'achète-t-il pas simplement un réfracteur et ne minimise-t-il pas les effets de la diffraction ?

L'effet de la taille de l'ouverture sur l'image de diffraction

Pourquoi la plupart des gens n'utilisent-ils pas simplement des réfracteurs ? A -- parce que les grands réfracteurs sont chers, et B -- il existe une autre solution.

L'image ci-dessus montre la relation entre la nature de l'image de diffraction et la taille du télescope. Cela peut sembler en arrière, mais l'image de l'étoile semble en réalité plus petite dans un télescope plus grand. L'image de l'étoile centrale et ses anneaux de diffraction sont tous deux plus petits avec une plus grande ouverture. C'est ce qui permet à un plus grand télescope de séparer les étoiles qui sont plus proches les unes des autres et d'avoir une meilleure résolution sur les planètes et autres objets à haute résolution. L'image de gauche représente un diagramme d'étoile d'un petit télescope, la droite un diagramme d'étoile d'un grand télescope. Dans un télescope plus grand, le pic central est également plus élevé, mais ce n'est pas représenté sur cette image.

Ce résultat apparemment en arrière se produit parce qu'une étoile est essentiellement une source ponctuelle de lumière. Il n'a pas de taille et un télescope ne peut pas le grossir suffisamment pour lui donner une taille. Le disque central vu dans un diagramme de diffraction en étoile est le plus petit disque résoluble que le télescope spécifique puisse créer. Comme il ne peut pas voir les choses plus petites, les images d'étoiles ont l'air aussi grandes. Lorsque vous utilisez un plus grand télescope capable de voir des images plus petites, le disque central de l'image de l'étoile semble alors plus petit.

Si vous avez consulté le didacticiel sur la diffraction, vous savez que la plupart des types de conception de télescopes réfléchissants ont des miroirs secondaires dans le trajet de la lumière. Le résultat de l'obstruction secondaire est de diminuer l'amplitude de l'étoile et d'augmenter l'amplitude des anneaux de diffraction. C'est pourquoi les réfracteurs sont généralement d'une conception supérieure.

Mais ce diagramme montre qu'un moyen de réduire les effets de la diffraction sur la résolution consiste simplement à utiliser un télescope plus grand. Les gros réflecteurs sont relativement bon marché par rapport aux réfracteurs, et un télescope réfléchissant plus grand, même avec son obstruction centrale, aura un diagramme de diffraction global plus petit et une meilleure résolution. Ainsi, des planètes comme Saturne, Jupiter et Mars seront mieux résolues et, en prime, les étoiles seront plus lumineuses avec un plus grand télescope.

L'effet d'une apodisation sur l'image de diffraction

Mais il existe un autre moyen d'avoir au moins un petit effet sur le diagramme de diffraction sans passer à un télescope plus grand, surtout si votre télescope est un réflecteur d'un certain type. Le message selon lequel des ouvertures de tailles différentes produisent des motifs de diffraction de tailles différentes conduit à une autre possibilité. La façon d'en profiter est de fabriquer un appareil appelé un écran apodisant qui fusionne essentiellement les motifs de diffraction de deux ouvertures de tailles différentes, provoquant des interférences destructrices - au moins dans les deux premiers anneaux.

Les images ci-dessus représentent le diagramme de diffraction à travers un réfracteur (à gauche), un réflecteur avec une obstruction centrale (au milieu) et un réflecteur avec un écran apodisant (à droite). En se déplaçant de gauche à droite, vous pouvez voir que l'introduction d'une obstruction dans le trajet lumineux provoque une poussée d'énergie dans le motif de diffraction environnant. L'énergie dans le disque central est également réduite, bien que cela ne soit pas représenté dans ce diagramme.

En mettant en place un écran apodisant de dimensions appropriées, les motifs de diffraction des deux ouvertures synthétisées ont des interférences destructrices dans les premiers anneaux (les plus brillants), réduisant efficacement leur effet. Même si l'écran d'apodisation réduit également légèrement la luminosité du disque central (l'étoile), la différence respective d'amplitudes entre le disque central et les anneaux environnants est améliorée.

Alors, comment faites-vous un écran apodisant ?

Comment faire un écran d'apodisation pour votre télescope



Vous pouvez faire un écran apodisant avec un petit panneau d'affichage et un écran de fenêtre. Vous pouvez en faire un simple avec un seul morceau de moustiquaire, ou vous pouvez ajouter un ou deux autres moustiquaires (avec des trous de tailles différentes) pour affiner votre appareil.

L'image de gauche montre la conception la plus simple. C'est une moustiquaire noire avec un seul trou découpé au centre. La taille du trou doit être 90 % la taille de l'objectif de votre télescope. Cette conception à écran unique est suffisante pour un petit télescope, disons 4,5 pouces ou moins. Vous pouvez d'abord découper un morceau de carton d'affichage ou de panneau dur trempé du diamètre du tube de votre télescope, puis découper un trou de la taille de votre objectif. Cela vous donnera une surface de montage pour fixer l'écran. Faites ensuite un collier pour la planche et glissez-le sur l'extrémité de votre télescope.

L'image du milieu montre une conception à deux écrans. En dessous, vous pouvez voir le motif de diffraction résultant. A noter qu'avec deux écrans, le deuxième anneau de diffraction est quasiment supprimé. La conception à 2 écrans fonctionne bien sur les télescopes de 4,5 à 6 pouces. Les deux trous dans les écrans doivent être à 90 % et 78 % la taille de l'objectif de votre télescope. Faites pivoter les deux écrans d'environ 45 degrés l'un par rapport à l'autre avant le montage.

L'image de droite montre une conception à trois écrans. Encore une fois, en dessous se trouve le diagramme de diffraction, avec le 2e anneau disparu et le 1er anneau réduit en amplitude. Les trous dans les écrans de cette conception sont 90 %, 78 % et 55 % la taille de l'objectif de votre télescope. Faites pivoter chaque écran d'environ 30 degrés par rapport à l'écran précédent.

Comment ça marche? Je trouve que ça marche bien. Lorsque vous regardez pour la première fois dans votre télescope à l'aide d'un écran apodisant, vous pouvez être horrifié. Ce que vous verrez est une gamme terrible de couleurs dispersées. Mais au centre de tout cela, vous verrez une zone de vue dégagée d'environ 100 secondes d'arc. Cela indique que l'écran d'apodisation ne fonctionne que pour l'observation de petits objets, tels que les étoiles doubles et les planètes. Tout ce qui est assez petit pour tenir dans cette zone de vision dégagée de 100 secondes d'arc est un jeu équitable.

J'utilise presque toujours un écran apodisant sur mon Newtonian f/5 de 6 pouces lorsque je regarde les planètes. Je trouve que le contraste subtil des traits sur les planètes est amélioré avec l'écran. En fait, je peux faire en sorte que mon f/5 apodisé fonctionne presque aussi bien sur des cibles aussi petites que mon newtonien planétaire f/10. J'utilise également l'écran pour observer des étoiles doubles brillantes.


Miroir secondaire

Le miroir secondaire est maintenu en place par quatre pièces de métal appelées ailettes d'araignée, elles sont à l'origine des pointes de diffraction que l'on voit souvent dans les images du ciel nocturne, les quatre petites lignes qui ressemblent à une croix au-dessus des étoiles. Le miroir secondaire est plat et est placé à un angle de 45 degrés pour diriger la lumière du miroir primaire dans le porte-oculaire.

Tout comme le miroir primaire, le miroir secondaire doit être aligné avec le primaire et le porte-oculaire, sinon la lumière ne sera pas dirigée à travers l'oculaire et vous ne pourrez pas voir ce que vous voulez regarder. Habituellement, la position du miroir secondaire est maintenue par une vis centrale et trois vis de réglage qui contrôlent l'angle. J'ai constaté sur mes réflecteurs que je n'ai presque jamais à les réajuster, c'est normalement la position du miroir primaire qui nécessite le plus d'attention.

Comme le miroir principal, le miroir secondaire se salit un peu après un certain temps et des précautions doivent être prises si vous décidez de le nettoyer, sinon vous devrez peut-être en acheter un nouveau. La bonne nouvelle est que parce que les miroirs secondaires sont plats, ils ne coûtent pas trop cher à remplacer - j'ai dû en remplacer un et cela coûtait encore quelques centaines de dollars.


Télescopes réfléchissants

Ce n'est pas simplement une atténuation de l'image - la vraie douleur dans le cul est la perte de contraste. Aucun système optique n'est parfait, mais un télescope "idéal" devrait vous montrer une étoile aussi ponctuelle que possible. Ce que vous obtenez dans un télescope du monde réel est une image primaire petite mais mesurable appelée "disque d'Airey" entourée d'anneaux de diffraction symétriques. Les obstructions centrales (même très petites) ont pour effet de brouiller la lumière du disque d'Airey dans les anneaux de diffraction, provoquant une perte de contraste. L'effet est aggravé lorsqu'il y a des aubes tenant le miroir secondaire, car celles-ci provoquent des pointes de diffraction, déformant davantage l'image de l'étoile.

La forme de l'obstruction est cruciale pour la répartition de la lumière dans l'image finale. Vous qui possédez des télescopes pouvez vous le prouver en découpant un disque de papier de construction noir qui s'adaptera juste sur l'ouverture du tube du télescope. Trouvez le centre de ce disque et construisez un hexagone dans cette forme et découpez soigneusement cet hexagone avec un couteau de rasoir (laissez suffisamment de matériau pour que le masque ne se renverse pas). Installez ce masque sur votre ouverture et regardez une étoile brillante. Le disque d'Airey de l'étoile apparaîtra comprimé (pincé) à 6 endroits séparés par 6 pointes acérées. Quel est le but de ceci? Si vous avez un télescope suffisamment grand et contrasté, vous pouvez diriger votre télescope vers Sirius et en faisant pivoter le masque, vous pourrez peut-être supprimer le disque d'Airey de Sirius pour permettre à Sirius B d'apparaître.

Une petite lunette avec une optique de haute qualité et sans obstruction centrale (comme mon APO AstroPhysics 6 ") peut vous montrer des objets difficiles ou impossibles dans des portées beaucoup plus grandes avec des obstructions centrales. Pouce pour pouce, les APO sont sacrément chers, mais lorsque vous tenez compte des performances optiques (au lieu de l'ouverture brute), ils sont assez justes.

Tout dépend de la pupille de sortie délivrée par le télescope/oculaire et le diamètre de la pupille de votre œil à ce moment.

Un oculaire de faible puissance donne toujours une pupille de sortie plus large. La pupille de sortie est simplement le diamètre du faisceau lumineux produit par la combinaison lunette/oculaire. Il (pupille de sortie) peut être facilement calculé en divisant la distance focale de l'oculaire en mm par le rapport focal de l'objectif de la lunette. A l'oculaire, votre œil voit tout ce que le primaire "voit" , y compris l'obstruction centrale. Si la pupille de sortie du télescope est grande (faible puissance) et que la dilatation de votre œil est faible, l'image du secondaire apparaîtra plus grande puisque la majeure partie de la lumière de la pupille de sortie n'entre pas dans votre œil.

Exemple
(1) Le télescope est f/5 (le diamètre ne veut rien dire ici) et vous avez un oculaire de 10 mm fl. Donc, la pupille de sortie (EP) = 2mm, l'oculaire de 10mm divisé par 5, les portées f/ratio. Même à la lumière du jour, toute la lumière de la lunette entrerait dans votre œil (environ 2 mm à 2,5 mm) de sorte que vous verriez tout ce que l'objectif voit et la lumière de l'image entière pénètre dans votre œil et le secondaire ne peut pas être vu. Il est là mais il est "caché" par la lumière plus vive de l'image. La lumière pour former une image au centre du champ provient de la lumière "hors axe" entrant dans le télescope.

(2) Même télescope avec un oculaire de 32 mm (grand champ). L'EP ici est de 6,4 mm. Dans l'exemple (1), l'image secondaire est très petite puisque l'œil voit toute l'image de la primaire. Mais, dans ce cas, l'EP de la lunette est de 6,4 mm, mais votre œil de lumière du jour n'est ouvert qu'à environ 2,5 mm Max. Ainsi, l'ensemble de l'image de 6,4 mm n'entre pas dans votre œil, seulement le 2,5 mm central. Étant donné que vous ne voyez que la partie la plus centrale de l'image dans ce cas, vous voyez principalement l'obstruction centrale et très peu de lumière hors axe qui formerait autrement les parties centrales de l'image. IOW, la plupart de ce que vous voyez est le secondaire agrandi, vous obtenez donc un point noir au centre.

Une autre brève référence d'un utilisateur amateur :

Notez la dernière phrase où il déclare que si votre œil est suffisamment large pour "capter" tout l'EP du télescope, l'effet de black-out ne peut pas être vu.

A noter également que cet effet black-out est mentionné uniquement lorsque l'oscilloscope est utilisé à faible puissance. Dans n'importe quel télescope, une puissance inférieure signifie qu'un oculaire à focale plus longue est utilisé. Comme nous l'avons vu ci-dessus, un oculaire fl plus long se traduira par une pupille de sortie plus grande puisque EP = rapport f/oculaire fl / lunette. Soit dit en passant, cela me dérange toujours lorsque nous voyons des dessins de conceptions de télescopes lorsque seuls les rayons lumineux sont représentés entrant parallèlement au tube et sur les bords extérieurs du primaire (lentille ou miroir). Si ce n'était de la lumière hors axe frappant le primaire, nous n'utiliserions pas de télescopes aujourd'hui.


1. IMAGE AU TÉLESCOPE : RAYONS, FRONTS D'ONDE ET DIFFRACTION

En rendant les objets spatiaux plus lumineux et plus grands visuellement, les télescopes étendent considérablement notre capacité de détection et d'observation. Mais comment font-ils ? Qu'est-ce qui influence leurs performances et comment ? C'est l'objet de ce texte.

Il y a deux aspects principaux dans la façon dont les télescopes forment des images de planètes, d'étoiles et de galaxies. L'un s'intéresse à la physique de la formation d'images et l'autre à sa géométrie. Nous avons besoin des premiers pour déterminer comment les ondes lumineuses se comportent dans le télescope, ou dans le système optique en général : où vont-elles et comment leurs interactions déterminent la luminosité, le contraste et la résolution de l'image. Cette dernière est une interface linéaire basée sur le modèle directionnel simplifié de propagation de la lumière.

Le premier est optique physique, et ce dernier optique géométrique.

L'optique géométrique de premier ordre (également : approximation paraxiale ou gaussienne) fournit un moyen pratique de déterminer l'emplacement et le grossissement de l'image en suivant les rayons paraxiaux. Le suivi des rayons qui traversent les systèmes optiques à des angles plus importants nécessite des calculs plus complexes, mais il est inévitable pour déterminer les aberrations d'image, soit géométriques, soit des aberrations de phase (optique physique, diffraction) résultant des différences de longueurs de chemin optique pour différents rayons au foyer emplacement.

Rayons, vagues et front d'onde

Toute image optique - et celles formées par les télescopes ne font pas exception - est faite de lumière : une forme de rayonnement électromagnétique. Plus précisément, l'image du télescope est réalisée en imageant un nombre incalculable de sources ponctuelles émettant de la lumière à partir d'objets lointains. Comme indiqué sur FIGUE . 1, des ondes lumineuses émises par une source ponctuelle réparties selon un motif concentrique, se propageant sous la forme d'un champ d'énergie oscillant. Il est pratique de présenter l'oscillation des ondes sous forme de cycle, le cycle complet étant de 360 ​​degrés, ou 2 &pi radians. Phase de l'oscillation de l'onde est, pour l'onde sinusoïdale harmonique, définie par o=Asin(2 &pi x/ &lambda ), où A est l'onde amplitude, définie comme la valeur maximale de l'oscillation de l'onde, x est la longueur du trajet de l'onde depuis l'origine, et &lambda la longueur d'onde de la lumière (figure 1, en haut à gauche).

Une onde EM bidimensionnelle est généralement présentée comme une série continue d'oscillations successives de champ électrique et magnétique, chacune oscillant dans son plan, perpendiculaire l'une à l'autre (illustration à gauche). Lorsque le plan d'oscillation ne change pas, la lumière est linéairement polarisé (avec une lumière polarisée circulairement, le plan du champ électrique - avec le plan du champ magnétique perpendiculaire à celui-ci - tourne dans le temps autour de son axe directionnel). Les ondes réelles sont généralement non polarisées, c'est-à-dire que leur champ électrique change de manière aléatoire son orientation dans l'espace, conséquence de la position et de l'orientation toujours changeantes des atomes émetteurs. Bien qu'il n'y ait pas de mouvement circulaire réel, il est pratique, comme déjà mentionné, de représenter les oscillations en tant que telles, avec la phase complète d'une onde - correspondant à la période spatiale entre deux points les plus proches de la même phase - égale à 2 &pi radians.

Une surface imaginaire reliant des points d'onde de mouvement oscillatoire identique, ou phase, est appelé front de phase. L'approximation géométrique du front de phase, basée sur la longueur de chemin optique de rayon (OPL) identique à partir de la source est appelée front d'onde optique, ou simplement front d' onde . Pour les télescopes optiques, le front de phase et le front d'onde sont, à toutes fins pratiques, identiques tant que l'erreur de front d'onde reste relativement faible. La différence entre les deux vient du fait que ce dernier augmente directement avec la déviation nominale du front d'onde, tandis que le premier oscille effectivement à partir de l'interférence constructive maximale pour les points de front d'onde déviant un nombre entier d'ondes - y compris, bien sûr, une déviation nulle - diminuant jusqu'à zéro interférence constructive de tout point de front d'onde s'écartant d'un nombre entier impair de déviations demi-onde.

Rayon , d'autre part, est simplement une ligne droite avec l'origine au point-source, qui reste perpendiculaire au front d'onde. Bien que les rayons soient utiles pour présenter les aspects géométriques des phénomènes optiques, ils ne représentent qu'une infime fraction de l'énergie totale se propageant à travers le champ énergétique. De plus, seules leurs propriétés géométriques sont prises en compte. Par conséquent, l'optique rayon (ou géométrique) n'a aucune relation directe avec les propriétés physiques du champ énergétique.


FIGURE 1
, (HAUT) : Fronts d'onde émergeant d'une source ponctuelle (gauche). Une petite section d'un front d'onde considérablement élargi est pratiquement plate (au milieu), c'est ainsi qu'elle pénètre normalement dans l'ouverture du télescope. Les rayons sont les chemins d'onde perpendiculaires au front d'onde. Cependant, l'énergie ne se déplace pas en lignes - elle se propage dans tout le champ énergétique, mais les ondes se déplaçant dans d'autres directions génèrent une différence de phase, empêchant la formation de front d'onde (à droite). L'onde électromagnétique se propage de la même manière que l'onde mécanique se déplaçant le long d'un cordon lâche, dans le mouvement transversal ou l'oscillation (o). The magnitude of wave oscillation for any given point in space and time is a product of wave amplitude (UNE) and its wave function for harmonic (sinusoidal) wave, this function is a sine of the angle corresponding to the wave phase. The phase effectively varies between 0 and 2 &pi radians, with 0 and 2 &pi corresponding to the beginning and the end of the full oscillation cycle, respectively. Full phase is directly related to the wavelength, which is the distance transversed by a wave between two consecutive states of identical phase
MIDDLE : Energy field can be modeled as if consisting from primary waves moving in the direction orthogonal to the wavefronts, and spherical secondary wavelets spreading out from every point of the wavefront as the actual carrier of the energy. Waves spread out in directions other than that of the wavefront are diffracted waves. They interfere in the field constructively, partly constructively, or destructively, depending on their path (phase) difference at the point of interference (dashed arc between two wavelet sources is a sphere centered at the interference point, the basis for calculating aberrations of a diffracted wave).
BOTTOM : Due to the speed of light waves changing with the medium's optical density, whenever the shape of boundary surface between two media does not coincide with the shape of incident wavefront, the shape of wavefront will change as it enters one medium from another. The wavefront points that enter new medium first either slow down (denser medium) or accelerate relative to wavefront points still in the media of incidence. New wavefront shape is determined by the shape of media boundary, and the respective densities of the media. The illustration shows how a planar wavefront passing spherical
air-to-glass boundary becomes concave, with the orientation of each tiny near-planar section of this new wavefront - i.e. change of the direction of rays - determined by the law of refraction. This new wavefront is not spherical, due to the surface-induced wavefront aberration (spherical aberration) curving it more strongly toward the edge than a perfect reference sphere (hence the rays will not focus in a single point, which is not shown here). Wavefront will also change its shape after reflection from surface which does not coincide with its incident form (square box bottom right). New orientation of every nearly flat small section of it is determined by the law of reflection.

Geometry of rays is superficial, but useful concept, not only for approximating image location and size, but for the initial assessment of its quality as well. Since any wavefront deformation causes ray disturbance, scattering them around the center of curvature of a perfect reference spherical wavefront, it indicates whether an optical system is perfect, or not. To some extent, ray disturbance indicates the severity of wavefront error, which makes it a convenient tool for the initial assessment of wavefront/image quality. Also, it is useful for determining geometric relations between optical elements and images they form. However, for the specifics about actual energy distribution around the focal point we need physical optics.

The wavefront, while itself a geometric category, is more directly related to the underlying physics. It identifies the location of in-phase wave sources, making it the basis for calculations determining the properties of wave interactions at and around focal point - i.e. diffraction calculation. Hence, the significance of the wavefront is in that its form directly determines the quality of optical imaging in a telescope. Obviously, form of the wavefront and geometric properties of the rays are directly inter-related, but the ray geometry remains only loosely related to the interactions taking place within the energy field. The most striking example is that of a spherical wavefront, whose rays all meet in a single point. At the same time, the actual physical image formed by waves emerging from the wavefront is a bright spot surrounded by a series of fading rings. How is this taking place?

The answer is that light energy does not propagate in straight lines rather, it propagates according to the Huygens's principle. But first a quick look at how light waves interfere.

Wave interference, combined intensity

Whenever energy fields emitted by two or more light sources fill the same space, they will interfere. Or, put plainly, depending or how close in phase are their respective wave oscillations at the specific point in space, they will combine either constructively, producing more energy, or destructively, producing less, or none. As illustration below shows, the closer in phase are interfering waves, the more constructive interference, and vice versa. If no

other wave sources would be present, this would be the interference pattern of these two energy fields. If the two emitters were singled out by a dual aperture, with about three wavelengths of separation - their interfering fields spreading out would be conventionally called diffracted field. In the observational plane at some distance, it would project a pattern of bright and dark lines - maximas and minimas, respectively, with the former formed by a continuous deposition of energy peaks. The maximas are called diffraction orders: from zero order in the center, toward subsequent orders marked with positive integers for maximas above the central, and negative integers for those below.

The illustration shows interference of phase with the constant phase relationship, i.e. coherent light (which, as in the Young's experiment, can be obtained by splitting the field from a single monochromatic point source by a pair of small openings). With incoherent light, i.e. with the phase relationship randomly changing countless number of times each second, wave interference and diffraction orders are also randomly spread round, resulting in a much less contrasty - or undetectable - interference/diffraction pattern. This is reflected in the basic formalism of wave interference.

With the wave energy - or intensity - je defined as the wave amplitude UNE squared, i.e. I=A 2 (general form), the combined intensity of two waves is their combined amplitude squared, or I C =(A 1 +A 2 ) 2 . Hence, the maximum combined intensity for two separated wave sources of intensities je 1 and je 2 can be written as

I C = I 1 + I 2 + 2A 1 A 2 cos( &Delta &Phi ) ɤ ,

avec ɤ , the complex degree of coherence, ranging from 0 for incoherent to 1 for fully coherent light. The third term at right is so called interference term, which vanishes in incoherent light ( ɤ =0) so that the combined intensity is simply a sum of the two intensities, I Ci =I 1 +I 2 . With partly coherent light, value of the interference term varies with both, phase difference &Delta &Phi et ɤ , while for fully coherent light ( ɤ =1) it varies with phase difference for two waves in phase, i.e. &Delta &Phi=0 or &Delta &Phi= 2 &pi , cos (&Delta &Phi ) =1 and the combined intensity is at its maximum, I Ccmax =I 1 +I 2 +2A 1 A 2 . For A 1 =A 2 =A 0 , and A 0 2 =I 0 , the combined intensity is I Ccmax =4I 0 , as opposed to I Ci =2I 0 with incoherent light and A 1 =A 2 =A 0 .

Putting it in words, while coherent light waves, due to their consistent phase relationship, interfere in sustained manner, so that their amplitudes add first, and a square of their sum (complex amplitude) gives the combined intensity, with incoherent light the fields are essentially independent and the combined intensity is given by a sum of individual intensities, i.e. sum of the individual amplitudes squared. In other words, coherent light is linear in complex amplitude (square of which gives intensity), whereas incoherent light is linear in intensity, given by a sum of the squared individual wave amplitudes. Thus, for near-equal amplitudes and near-zero OPD, the maximum combined intensity doubles with the doubled flux for incoherent, and quadruples for coherent light.

With the maximum combined intensity for incoherent light normalized to 1, the combined intensity of two point sources in the pupil, as a function of OPD, in units of wavelength, is given by:

which for OPD=&lambda/2 gives I=cos 2 ( &pi /2)=0. The wider emitter separation, the smaller field angle at which &lambda/2 OPD is generated and the combined intensity drops to zero. For two wavefront point-emitters at the opposite ends of 100mm diameter pupil (S=182,000&lambda for &lambda=0.00055mm), this mutual cancellation will take place at the field angle &alpha =0.57 arc seconds.

le combined amplitude of two interfering waves is given by A C =cos(OPD &pi /&lambda), with (OPD &pi /&lambda)= &Delta &Phi being the phase difference. It can be presented as the resultant vector of two unit phase vectors, as illustrated on Inset C.

Since the OPD between waves w 1 and w 2 is &lambda/4, their combined amplitude is A C =cos( &pi /4)= &radic 0.5 the resulting combined intensity is I 1+2 =A C 2 =0.5, as obtained by applying Eq. (b) directly. Likewise, for waves w 1 and w 3 , the phase difference is 1.25 &pi , giving OPD=1.25/2=0.625, with the resulting amplitude given by cos(0.625 &pi )=-0.3827, and the combined intensity I 1+3 =cos 2 (0.625 &pi )=0.1464.

De Eq. (b), the phase differential in terms of combined normalized intensity is given by ∆&Phi=2cos -1 &radic I , and the corresponding field angle sine is sin &alpha =(cos -1 &radic I )&lambda/ &pi S ( cos -1 is the inverse cosine function, i.e. the angle corresponding to a given cosine value). The intensity plot for &lambda/2 point separation (Inset D, left) shows that the normalized intensity je of two combined waves drops to 0.5 at the phase difference of ∆&Phi= &pi /2 ( &alpha =30°), and that there is little of constructive interference taking place for phase difference ∆&Phi> &pi /1.31 ( &alpha >60°). Intensity drops to zero for &alpha =90° and &alpha =270°, since the two emitters are effectively located on the horizontal axis, centered around zero point and separated by S=&lambda/2. A plot showing dependence of combined intensity on the angular radius &alpha in the image plane retains this form as long as the S/(&lambda/2) quotient is a whole number, but the angular radius within which most of constructive interference takes place diminishes. As the point separation increases, the central lobe becomes smaller angularly within those same coordinates, the plot for S=1000&lambda separation - which is still only 0.55mm for &lambda=0.00055mm - would be practically a straight vertical line, but with a number of radially distributed subsidiary maximas whenever the net OPD difference reaches a whole number of waves (for S giving integer when divided with other values than &lambda/2 the combined intensity at 90° and 270° is non-zero, and it forms full maxima when S consists of a whole number of waves).


Amplitude of wave originating at P in the entrance pupil at P' in the observation plane depends on the path length S, determined from the underlying geometry. Complex amplitude is a sum of all wave contributions from the pupil (with coherent light with incoherent light, individual waves sum up directly at the intensity level).

Of course, energy generated at every point of the image is a sum of wave contributions not only from a pair of wave emitters, but from all wave emitters combined. The complexity of wave interactions is beyond visualization an attempt at illustration shows the change in oscillation (phase) along the image radius for four pairs of emitters of different inter-separations (Inset A, bottom). A slightly separated pair (1) gives maximum contribution to all field points within the radius shown. Contribution of somewhat less closely positioned pair (2) decreases more rapidly with the increase in field radius, and much more rapidly for more widely separated (3) and the widest (4) pair. As can be seen on the plot for the pair 4, contribution from every pair varies periodically between the maximum and zero, as a function of the field angle (radius). At the field point UNE, the two more widely separated pairs' phase contribution is zero, but the combined contribution of narrowly separated pairs of emitters (1 and 2) is still close to a maximum at double the field radius, the two more widely separated pairs' contribution will be at the maximum, but it will be lower for the pair 2.

Interference of light between principal and diffracted waves is what determines physical properties of the image formed by a telescope.


Were stars artistically depicted with diffraction spikes before the invention of the Newtonian reflector?

By: Roger W. Sinnott July 21, 2006 0

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Were stars artistically depicted with diffraction spikes before the invention of the Newtonian reflector? If so, why?

/> Galileo sketched the Praesepe star cluster (now known as the Beehive) in 1610.
Octavo Corp. / Warnock Library

Stars were being drawn with points or spikes long before Isaac Newton announced his reflecting telescope in 1671. Just look at early works of art, flags, ancient coins, and the charts of the Pleiades and Praesepe star clusters made by Galileo in 1610. The similarity of certain flowers to rayed stars is apparent in their names, such as Aster Atticus (golden starwort). Selon le Dictionnaire anglais d'oxford, writers used the asterisk symbol (*) as early as the 1300s.

English amateur astronomer William Kitchiner wrote in 1825:

"When a Telescope is pointed at a Star, the least Defect in the figure, or adjustment of the metals in a Reflector, or of the object-glass in an Achromatic, immediately stares in your Eye, — Star not appearing round, but surrounded by false lights, radiating points, and little flitting luminous accompaniments. . . ."

So people thought of rays as an almost unavoidable aspect of a star's appearance due to imperfections in the eye or optics, long before astronomers began exploring the wave nature of light in the mid-19th century.