Astronomie

Pourquoi le couvercle avant de ce grand télescope newtonien a-t-il deux ou trois trous ?

Pourquoi le couvercle avant de ce grand télescope newtonien a-t-il deux ou trois trous ?

La vidéo de Michael Bernardo Comment utiliser une monture équatoriale pour les débutants montre un grand télescope newtonien sur une monture équatoriale.

Le couvercle de la grande ouverture du télescope montre à quoi ressemble trois trous chacun avec son propre sous-couvercle amovible, mais je comprends peut-être mal ce que je regarde, peut-être que "l'objet central" n'est qu'une poignée pour faire pivoter le couvercle lorsque les deux autres trous sont ouverts.

Mais cela soulève la question "pourquoi deux trous" plutôt qu'un seul. Je suis presque sûr que ceux-ci ne sont pas utilisés pour ce genre de chose mais ce serait bien de savoir comment ils sont utilisés !


Qu'est-ce que c'est?

Ceux-ci sont utilisés pour réduire l'ouverture de l'instrument. Bien que vous en voyiez trois sur cette image, un seul est probablement amovible.

L'instrument semble être un réflecteur newtonien. Ce qui signifie qu'il aurait un miroir secondaire près de l'avant (et du centre). Ainsi, la chose qui ressemble à un bouton au centre du couvercle du télescope est probablement juste pour la prise en main (et n'est probablement pas amovible).

L'un des bouchons hors axe est probablement en fait un bouchon. Cela peut être supprimé. le autre ce qui ressemble à un capuchon est généralement non amovible. C'est un support pour le capuchon du côté opposé (celui qui peut être retiré).

Objectif

Si vous observez un objet brillant. Comme la Lune. Vous pouvez l'utiliser pour réduire la quantité totale de lumière.

Les filtres solaires sont des télescopes à grande ouverture qui emploieront souvent la même idée. Le soleil est très brillant. Recueillir "assez" de lumière n'est pas le problème. L'utilisation d'un capuchon solide avec un hors axe (hors axe uniquement car il est nécessaire d'éviter l'obstruction centrale dans le télescope) peut aider à limiter l'énergie totale entrant dans le télescope pour éviter de surchauffer les composants internes et d'endommager l'instrument.


Bien que l'image ne puisse pas dire si un, deux ou trois des capuchons sont amovibles, deux ou trois choses peuvent être dites de ce qui serait sensé :

Le central n'est probablement pas amovible car c'est là que se trouve l'obstruction du miroir secondaire central.

Les deux autres - espérons-le - sont amovibles. Idéalement, il s'agirait de trois ouvertures formant un triangle de même côté, mais deux conviendront dans la plupart des cas : La résolution optique d'un instrument dépend de son ouverture - qui n'est pas la surface mais le diamètre même lorsque les pièces sont obstruées : $ heta = frac{lambda}{D}$$ hêta$ est la résolution angulaire (une propriété importante des télescopes) et $D$ l'ouverture. La résolution est indépendante pour les directions. Ainsi, avec deux ouvertures, vous conservez la résolution de l'ouverture d'origine dans une dimension, mais avez la résolution d'une seule petite ouverture dans la dimension perpendiculaire. L'utilisation de trois petites ouvertures maintient la résolution égale dans les deux directions du plan focal tout en réduisant considérablement l'ouverture claire.

Vous voudriez utiliser un capuchon avant comme celui illustré avec des capuchons amovibles pour les trous lorsque vous souhaitez observer le soleil. Vous pouvez appliquer des filtres solaires aux plus petits trous et avoir toujours une résolution optique presque identique du télescope que la nuit. Et en même temps, vous économisez beaucoup de filtres solaires éventuellement coûteux. De plus, en supposant une feuille de filtre solaire habituelle pour les filtres, vous minimiseriez le risque de danger dû aux filtres solaires endommagés, car pour ceux-ci, un filtre plus grand est plus facilement endommagé par la manipulation que deux petits). L'argument du prix serait encore plus fort si vous supposiez des filtres ND au lieu de filtres fabriqués par vous-même avec une feuille de filtre solaire optique. Idéalement, vous auriez 3 majuscules équidistantes afin de ne pas perdre la résolution dans une direction.

Garder la taille de l'ouverture est également logique pour les télescopes amateurs : avec une ouverture de 5 cm, on obtient une résolution de 2 secondes d'arc, avec 20 cm, vous avez 0,5 seconde d'arc, avec une ouverture de 50 cm, on obtient 0,2 seconde d'arc. Supposons un appareil photo reflex numérique typique avec une largeur d'environ 5 500 pixels et un télescope avec une distance focale de 2 m. Cela donne une résolution de pixel angulaire de 0,4" - c'est bien en dessous des 2" pour une ouverture de 5 cm, mais de l'ordre de l'optique pour une ouverture typique de 20 cm - typique pour un C8 ou similaire. Wikipédia donne les meilleures conditions de vision à 0,4" - donc être capable de résoudre ce qui a un sens optique pour de tels instruments - ou ils gaspilleraient leur potentiel. Il n'est pas rare que les astrophotographes amateurs prennent leur équipement pour aimer La Palma ou Hawaï pendant leurs vacances pour en profiter de bonnes conditions environnementales… Cependant, généralement, nous voulons que l'atmosphère soit la limite, pas l'optique, afin que nous ayons la chance d'obtenir de bons résultats dans de bonnes conditions ou même via une imagerie chanceuse que possible sur des objets brillants, notamment comme le Soleil.

J'ai vu des télescopes où les deux capuchons extérieurs pouvaient être retirés, et certains où l'un était juste faux.


Les meilleurs arbustes à feuilles persistantes

Certains des meilleurs arbustes à feuilles persistantes pour votre avant ou votre arrière-cour sont :

  • Buis—Arbustes ornementaux à feuilles persistantes avec de petites feuilles ovales brillantes à feuilles persistantes – ces arbustes atteignent une taille moyenne.
  • Mahonia—Beaux arbustes à fleurs à feuilles persistantes qui prospèrent en plein soleil ou à l'ombre et produisent de superbes fleurs chaque année.
  • Laurier cerise—Le port dressé et à croissance rapide des buissons de lauriers-cerises à feuilles persistantes les rend parfaits pour les haies fleuries ou les buissons spécimens.
  • If anglo-japonais—Arbuste vivace à feuilles persistantes au feuillage dense, idéal pour les haies naturelles de hauteur basse ou moyenne ou comme buisson ornemental de cour avant.
  • Azalées—Les arbustes à fleurs à feuilles persistantes avec un beau feuillage et un port de croissance rond en font des arbustes spectaculaires pour un paysage de jardin.
  • Epicéa de Norvège nain-Cet arbuste à feuilles persistantes à petite croissance a une habitude de croissance faible qui est parfaite comme plante spécimen.
  • Laurustin – Buisson ornemental à feuilles persistantes, idéal pour la cour avant ou arrière.
  • Arbustes Firethorn – Plantes à feuilles persistantes épineuses avec un feuillage dense et des tiges épineuses qui font une excellente haie d'intimité.
  • Raisin de l'Oregon – Arbuste ornemental aux fruits bleus.

Plantez des arbustes à feuilles persistantes à l'avant de la maison pour augmenter l'attrait de la bordure ou comme élément décoratif dans votre jardin.

En quoi un arbuste diffère-t-il d'un petit arbre ? Les arbustes ont généralement plusieurs tiges ligneuses qui poussent à partir du sol, tandis que les arbres ont généralement un seul tronc. Bien que certains types d'arbres soient courts, les arbustes sont généralement des plantes vivaces buissonnantes de taille petite à moyenne.


Oculaires de télescope 101

Félicitations et bienvenue en astronomie. Peut-être avez-vous acheté un nouveau télescope et vous vous demandez quoi acheter en termes d'accessoires, Ou peut-être avez-vous un télescope spatial plus ancien qui a besoin d'oculaires de télescope. Les oculaires sont l'accessoire le plus important pour un télescope. Pourquoi? Les télescopes bon marché sont fournis avec des oculaires de mauvaise qualité. La mise à niveau vers des oculaires de meilleure qualité est le moyen le plus simple d'améliorer les performances. Les télescopes coûteux ne sont fournis qu'avec un seul oculaire - pas assez pour couvrir toutes les bases. Le fabricant vous laisse choisir plus d'oculaires en fonction de vos préférences d'observation et de votre budget.

Marques de télescopes et d'oculaires assortis

Ne vous limitez pas à une marque d'oculaire en particulier. Même si vous avez un télescope Meade, vous pouvez utiliser des oculaires Celestron et vice versa. À de rares exceptions près, vous pouvez utiliser n'importe quelle marque d'oculaire dans votre télescope tant que la taille du canon de l'oculaire correspond à la taille du canon de votre porte-oculaire. En cas de doute, mesurez la taille de l'ouverture dans le porte-oculaire de votre télescope. Ce sera 1" (0,965"), 1,25" ou 2". L'oculaire de la taille d'un barillet de 1,25" est presque universellement standard de nos jours. Quelques lunettes plus anciennes utilisent un télescope bien inférieur à .965" (un pouce) et quelques étendues peuvent utiliser les oculaires de plus grand format de 2". utilise-t-il des oculaires de 1,25 ". Même s'il peut accueillir des oculaires de 2", il possède probablement un adaptateur qui permet d'utiliser des oculaires de 1,25".

Quantité d'oculaires de télescope

Comme vous allez voir une grande variété d'objets, vous devez couvrir plusieurs plages de grossissement. Avec les télescopes, on change le grossissement en changeant les oculaires. Vous voudrez un oculaire à fort grossissement pour la lune et les planètes. Vous aurez besoin d'un oculaire à grossissement moyen pour les objets plus brillants du ciel profond (amas d'étoiles, nébuleuses et galaxies) ou lorsque vous devez vérifier plus de détails sur ces objets. Vous aurez besoin d'un oculaire à faible grossissement pour les objets faibles du ciel profond ou les très gros objets. Un oculaire de faible puissance est également l'oculaire que vous utilisez le plus pour localiser des objets (champ de vision le plus large).

En d'autres termes, trois oculaires au minimum. Une autre possibilité est deux oculaires et une lentille de barlow. Une lentille de barlow se fixe à un oculaire et double ou triple le grossissement de l'oculaire, selon le grossissement de la barlow. Assurez-vous simplement que la barlow ne vous donne pas trop de grossissement. Voir la question six sur ce sujet important.

Chiffres sur les oculaires des télescopes

Ce nombre que vous voyez sur un oculaire de télescope, ou répertorié dans la description d'un oculaire, n'est pas le grossissement. C'est la distance focale de l'oculaire. Pourquoi pas le grossissement ? Le même oculaire peut être utilisé dans de nombreux télescopes différents et peut produire des grossissements différents, en fonction de la distance focale du télescope.

Lettre(s) sur l'oculaire de votre télescope

La lettre n'est pas la marque de l'oculaire. C'est une abréviation pour la conception de l'oculaire - la combinaison et le type de lentilles utilisées. La conception la plus courante de nos jours est le Plossl (P). Les télescopes bon marché sont souvent fournis avec des conceptions inférieures, telles que Huygens (H), Ramsden (R) et ainsi de suite. Les oculaires Premium sont généralement étiquetés avec le nom complet.

Oculaires de 2"  vs. oculaires de 1,25"

Les oculaires de deux pouces existent simplement parce que vous ne pouvez pas combiner de longues focales (faible grossissement) et de larges champs de vision dans un barillet étroit de 1,25". C'est une question de taille d'objectif nécessaire, pas de qualité optique. Vous n'avez besoin que d'une taille de 2". oculaire lorsque vous recherchez des oculaires à faible grossissement avec de larges champs de vision. Vous n'avez pas besoin d'un canon de 2" sur un oculaire à courte focale, même sur l'oculaire à courte focale le plus fin de 1,25". De plus, avant de décider d'acheter cet oculaire haut de gamme de 2", assurez-vous que votre télescope peut en accepter un. Tous les télescopes ne prennent pas des oculaires de 2" ou n'offrent pas un moyen de convertir un porte-oculaire en oculaires de 2".

Prix ​​des oculaires

En général, vous payez plus pour obtenir 1) une meilleure netteté, non seulement au centre du champ, mais aussi jusqu'au bord et 2) des champs de vision apparents plus larges. Les oculaires de télescope qui excellent dans les deux cas utilisent des systèmes de lentilles complexes de la plus haute qualité et ceux-ci ne sont pas bon marché. L'utilisation d'un oculaire haut de gamme ne garantit pas toujours que vous verrez plus, mais l'utilisation d'un oculaire haut de gamme fera toujours ressortir le meilleur de votre télescope et rendra toujours votre télescope plus agréable à utiliser. Une fois que vous avez utilisé un oculaire de télescope haut de gamme, il est très difficile de se contenter de moins.


Pourquoi le couvercle avant de ce grand télescope newtonien a-t-il deux ou trois trous ? - Astronomie

Les miroirs, qu'ils soient plans, concaves ou convexes, produisent des images. Habituellement, ils produisent également des aberrations. Cette page prend en charge le didacticiel multimédia Optique géométrique.

Miroirs plans : images virtuelles

Notre reflet dans un miroir (plan) est un exemple familier d'un image virtuelle. L'image est dite virtuelle car la lumière ne vient pas vraiment de la position de l'image. Deux rayons lumineux sont tracés sur le schéma : à chaque réflexion, l'angle d'incidence est égal à l'angle de réflexion. A partir de la géométrie simple, on voit que l'image est de la même taille que l'objet (ab = a'b'). Le grossissement est donc de +1, où le '+' indique qu'il est dans le bon sens. Si l'objet était dans un plan à la même distance du miroir, nous pourrions observer que la ligne AB est la moitié de la longueur de ab. Donc, pour vous voir dans le miroir de la tête aux pieds, vous avez besoin d'un miroir qui soit (au moins) la moitié de votre taille.

Sur la photo, vous remarquerez que mon image semble être plus petite que moi. En fait, l'image est de la même taille, mais elle semble plus petite car elle est plus éloignée de l'appareil photo. Je suis à environ un demi-mètre du miroir et, dans la géométrie utilisée pour cette photo, le miroir et moi sommes tous les deux à la même distance de l'appareil photo. Mais l'image est à un demi-mètre derrière le miroir, donc elle est à un demi-mètre plus éloigné de la caméra que moi.

Sur l'esquisse, la direction normale du miroir est étiquetée comme la X axe. En regardant l'objet, le nez a la valeur la moins négative de X, et l'arrière de la tête a le plus négatif X. En regardant l'image, le nez du reflet a la plus petite valeur positive de X, et l'arrière de la tête le plus positif. On voit donc que, alors que l'image est à l'endroit (pas inversée dans le plan du miroir) elle est inversé dans le X direction, c'est-à-dire dans la direction normale au miroir.

Pourquoi un miroir semble-t-il s'inverser de gauche à droite, mais pas de haut en bas ?

Comme ci-dessus, appelons la direction normale du miroir la X axe. Comme nous l'avons vu dans le schéma ci-dessus, l'image dans le miroir est inversée dans le X axe. Sur la photo de droite, le miroir s'inverse vraiment de gauche à droite : ma main droite tendue est la plus proche du miroir (le moins positif X) tandis que la main tendue du reflet est également la plus proche du miroir. Sur la photo de gauche, l'image est également inversée dans le X direction, donc ici c'est inversé avant vers l'arrière. Pourquoi regardons-nous cette réflexion et pensons-nous qu'elle est inversée de gauche à droite ?

La réponse est que je suis approximativement symétrique : mon côté gauche (un bras, une main, une demi-tête, etc.) ressemble beaucoup à mon droit. Ainsi, lorsque nous regardons mon reflet d'avant en arrière sur la photo de gauche, nous pourrions imaginer que ce n'est que moi, mais pivoté de 180° autour d'un axe vertical. Sauf pour une chose : ma rotation imaginée devrait poser la main droite et étendre la gauche. Pour cette raison, nous imaginons la réflexion inversée d'avant en arrière comme une rotation de 180 degrés plus une inversion de gauche à droite. Notons enfin qu'un miroir pouvez inverser de haut en bas : je n'aurais qu'à m'allonger par terre, les pieds vers le miroir !

    * Deux diversions sur les reflets et la symétrie. La photo ci-dessus à gauche me rappelle un thème intéressant de la science-fiction. Si vous rencontrez votre Doppelganger (et si vous n'êtes pas un jumeau identique), notez quelle main il vous propose. Peut-être que si on vous offre une main gauche, votre jumeau est vraiment votre image symétrique, et donc (c'est ce que dit l'histoire de science-fiction) peut être fait d'antimatière. Et si les atomes du jumeau étaient constitués d'antiprotons, de neutrons et de positons ? Si vous combinez 70 kg de matière avec 70 kg d'antimatière, l'énergie produite serait, selon la célèbre formule d'Einstein, (140 kg)*c 2 = 1,3 X 10 19 J, la plupart en rayons gamma durs : cela rendrait le le rendement de tous les arsenaux nucléaires du monde semble infime. Quand j'ai rencontré mon jumeau symétrique pour la première fois, il a tendu la main gauche et nous avons fait cette blague. En réalité, bien sûr, vous pouviez le dire : bien avant que l'anti-vous ne s'approche, il/elle serait entouré d'un halo aveuglant de rayonnement dans toutes les longueurs d'onde alors que des molécules d'air rencontraient des antimolécules d'anti-cheveux.

Un autre thème de science-fiction, tant qu'on y est. Supposons qu'en voyageant dans une partie éloignée de l'univers, vous quittez notre région tridimensionnelle et entrez dans une région à quatre dimensions spatiales. Pour imaginer cela, imaginez qu'une lettre p erre jusqu'au bord de la page (2D) puis glisse dans le monde 3D. le p s'amuse à explorer les terres en 3D mais, manquant finalement toutes les autres lettres, elle décide de revenir. Mais le problème est qu'elle peut avoir pivoté autour d'un axe parallèle à la page, le p peut revenir en tant que q! C'est donc le problème du voyage spatial pour vous : reviendrez-vous comme vous-même ou comme votre image miroir ? Au début, on pourrait penser que cela n'a pas d'importance : certaines personnes ont le cœur positionné à droite, on apprend vite à écrire « à l'envers » (Leonardo de Vinci le faisait souvent) et à secouer avec l'autre main. Mais il y a de mauvaises nouvelles au niveau moléculaire. Toutes vos molécules d'ADN sont maintenant des hélices droites. Ainsi, bien que vous puissiez vous accoupler avec des terriens, vous ne pouvez certainement pas produire de progéniture. Pire, qu'allez-vous manger ? La plupart des molécules biologiques, y compris les protéines, les amidons et les sucres, sont chirales et ne sont pas identiques à leurs images miroir. Le sel, qui est symétrique, aurait toujours le même goût mais, rythme Alice au pays des merveilles, le lait miroir n'aurait pas seulement un goût différent, il serait beaucoup moins nutritif !

Ce deuxième problème va plus loin. Supposons que vous soyez revenu dans le monde 3D et que vous retourniez sur Terre. Pouvez-vous dire si vous êtes dans le bon sens ? Supposons que vous soyez si loin qu'il n'y ait pas de constellations que vous puissiez utiliser comme référence : existe-t-il une expérience physique que vous puissiez faire pour déterminer si vous êtes vous-même ou votre propre « image miroir » ? En d'autres termes, les lois de la physique sont-elles symétriques ? La réponse à cette question, les lois de la physique ne sont pas tout à fait symétriques : l'interaction nucléaire faible n'est pas symétrique dans l'espace et dans le temps, donc une expérience impliquant la désintégration bêta dans un champ magnétique pourrait vous dire si vous êtes un p ou un q, comme c'était.

Images réelles dans un miroir concave

Ici, la lumière tombe vraiment sur l'écran pour former l'image, qui est donc un image réelle. (Deux lignes blanches sur la photo en haut à droite montrent un chemin lumineux de l'objet à l'image.) L'objet et l'image sont à égale distance du miroir, et cette distance est le double de la distance focale. Il est inversé. Plus à ce sujet ci-dessous.

Réflecteurs paraboliques

Les télescopes newtoniens utilisent des miroirs paraboliques parce que la lumière parallèle d'une seule étoile très éloignée est convertie par le miroir en un seul point et à condition que l'étoile se trouve près de l'axe de la parabole. L'animation ci-dessus montre la parabole x = y 2 /4, et une série de rayons dans la direction moins x. Au point où le rayon frappe le miroir, nous montrons la tangente au miroir et la normale. L'angle de réflexion est égal à l'angle d'incidence. Tous les rayons traversent le foyer, qui dans ce cas est le point (1,0).

Le principe de Fermat indique que le chemin suivi par la lumière d'un point à un autre est le chemin qui minimise le temps de trajet. Nous avons vu plus haut, si nous pointons un télescope sur une étoile très, très éloignée, tout la lumière qui frappe le point du miroir converge vers ce foyer. Maintenant, si tous ces rayons couvrent la distance en un temps minimum, alors ce temps doit être le même pour tous les rayons. Et, puisque la vitesse de la lumière est (notoirement) constante, que la distance doit être la même. Donc, si vous mesurez la distance du côté droit de l'image au miroir puis au foyer, c'est la même chose pour tous les rayons.

Mise au point avec un miroir concave

Si ce miroir était parfaitement parabolique et s'il était pointé directement vers le soleil, alors il focaliserait le rayonnement sur une très petite région près du point focal.

Le miroir n'est pas parabolique : un bon miroir parabolique de cette taille serait utilisé pour un très bon télescope amateur ou un instrument de recherche tel qu'un télescope de patrouille. Nous avons obtenu celui-ci à bon marché pour des démonstrations et, à cet effet, l'aberration qu'il produit est effectivement utile !

Ce miroir est approximativement mais pas très exactement sphérique. Nous pouvons voir dans ce film que la forme de l'image lumineuse n'est même pas symétrique, donc le miroir n'est pas symétrique. Néanmoins, en minimisant la taille de l'image formée par les rayons parallèles de la lumière du soleil, on obtient une bonne mesure de la distance focale.

L'allumage du papier est également intéressant. L'intensité solaire ou le flux d'énergie est d'environ 1300 W.m & moins2 , donc le miroir concentre quelques centaines de watts sur la zone d'image. Après seulement sept secondes, le papier s'enflamme. Il s'ensuit qu'un miroir comme celui-ci est assez dangereux, surtout lors d'une journée ensoleillée : même focalisé sur la peau il pourrait rapidement causer de la douleur, et dirigé vers l'œil il pourrait être aveuglant.

A quelle température peut-on faire une image à l'aide d'un grand miroir concave ?

Autre énigme du didacticiel multimédia : supposons que nous ayons un miroir parfaitement parabolique. L'optique à rayons nous dit que, si elle était parfaitement parabolique, elle focaliserait la lumière sur un point. Plus le miroir est grand, plus le rayonnement solaire se concentrera sur cette très petite zone : en fait environ 1400 watts par mètre carré de miroir, si l'on néglige les nuages ​​et la diffusion dans l'atmosphère. Ainsi, avec une cible très petite et largement isolée, des zones de miroir plus grandes donneraient de plus en plus de puissance. Quelle est la température maximale que nous pourrions atteindre ?

La thermodynamique nous dit qu'il doit y avoir une limite : La température de la surface du soleil est d'environ 6000 K. Il était possible de chauffer la cible à une température plus élevée que cela, alors nous pourrions faire fonctionner un moteur thermique de la cible au soleil : une mobile perpétuel (machine à mouvement perpétuel) du deuxième type : elle violerait la deuxième loi de la thermodynamique. Il doit donc y avoir un piège.

Et voici. Dans les chapitres suivants, nous analyserons la diffraction, qui dépend de la longueur d'onde & lambda du rayonnement qui la produit. Et nous montrerons également comment la température d'un objet est liée aux longueurs d'onde du rayonnement qu'il émet (voir ce lien pour commencer).

Aberration

Abération sphérique. Les miroirs convergents sont souvent des sections d'une sphère, plutôt que paraboliques. La sphère a l'avantage que toute normale au miroir est un axe, il n'est donc pas important d'aligner l'axe avec l'objet. L'inconvénient est qu'une sphère focalise la lumière parallèle sur un seul point.

Le graphique de droite montre, en noir, la parabole y = x 2 /4 , qui a un foyer à (0,1). Le cercle y 2 + (x &moins 2) 2 = 4 est également représenté, dont le centre est à (0,2). Les courbes montrent que, pourvu qu'un miroir sphérique sous-tende un angle suffisamment petit, il se rapproche d'une parabole.

Dans les images ci-dessus, l'objet est positionné au centre du miroir sphérique, et est donc à une distance de deux fois la distance focale. Cela produit une image qui est également à une distance de deux fois la distance focale. Regardons maintenant différentes distances, puis dérivons des équations les reliant.

L'équation du miroir : objet, image et distances focales

Comparée à celle de la photo ci-dessus, cette photo montre l'objet plus proche du miroir, mais encore plus éloigné d'une distance focale. L'image est maintenant plus éloignée du miroir.

Sur la photo suivante, l'objet est à une distance supérieure à deux focales (2F). L'image se situe maintenant entre F et 2F.

Utilisons la géométrie des diagrammes de rayons esquissés ci-dessus pour dériver une équation reliant la distance de l'objet p, la distance image q et la distance focale F.

Mes excuses lecteurs, j'ai encore un schéma à faire ici.

Miroirs convexes

Distorsion dans les miroirs

Ce clip, du didacticiel multimédia Optique géométrique, montre des distorsions intéressantes dans l'image produite par un miroir concave. Nous avons vu plus haut que le grossissement dans le miroir concave dépend de la distance de l'objet au miroir. Certaines parties de mon visage sont beaucoup plus proches du miroir que d'autres et sont donc plus agrandies. Le grossissement non uniforme des différentes parties du visage est à l'origine de la distorsion, conduisant finalement au type cyclopéen à la fin du clip.


Contenu

Le projet SMA a été lancé en 1983 dans le cadre d'une vaste initiative d'Irwin Shapiro, le nouveau directeur du SAO, visant à produire des instruments astronomiques à haute résolution à travers le spectre électromagnétique. Initialement, la conception prévoyait un réseau composé de six antennes, mais en 1996, l'ASIAA a rejoint le projet et a financé la construction de deux antennes supplémentaires et l'extension du corrélateur pour permettre le quasi-doublement du nombre de lignes de base d'interféromètre. Les sites envisagés pour le réseau comprenaient le mont Graham en Arizona, un emplacement près du pôle Sud, et le désert d'Atacama au Chili, mais le Mauna Kea a finalement été choisi en raison de son infrastructure existante, de la disponibilité d'une zone assez plate pour la construction du réseau et de la possibilité d'inclure le JCMT et le CSO dans le réseau. Un laboratoire récepteur a été établi sur le site de la SAO à Cambridge en 1987. [1]

Les antennes ont été construites à l'observatoire Haystack à Westford, Massachusetts, partiellement démontées et transportées par camion à travers les États-Unis, puis expédiées par mer à Hawaï. Les antennes ont été réassemblées dans un grand hangar sur le site du sommet du Mauna Kea.

La SMA a été dédiée et a commencé ses opérations officielles le 22 novembre 2003.

Le SMA a été construit juste au nord-ouest de la selle entre les cônes de cendres Pu'u Poli'ahu et Pu'u Hauoki, à environ 140 mètres sous le sommet du Mauna Kea.

Un problème permanent pour les interféromètres radio, en particulier ceux avec un petit nombre d'antennes, est de savoir où les antennes doivent être placées les unes par rapport aux autres, afin de produire les meilleures images synthétisées. En 1996, Eric Keto a étudié ce problème pour la SMA. Il a découvert que l'échantillonnage le plus uniforme des fréquences spatiales, et donc la fonction d'étalement de points la plus propre (lobe latéral le plus bas) était obtenu lorsque les antennes étaient disposées en forme de triangle de Reuleaux. [2] En raison de cette étude, les plots sur lesquels les antennes SMA peuvent être placées ont été disposés pour former quatre triangles de Reuleaux, le plot le plus à l'est formant un coin partagé pour les quatre triangles. Cependant, le site SMA est un champ de lave avec de nombreuses crêtes et dépressions rocheuses, de sorte que les coussinets n'ont pas pu être placés exactement dans les positions optimales.

Dans la plupart des cas, les huit antennes sont déployées sur les plots formant un triangle de Reuleaux, conduisant à quatre configurations nommées, par ordre de taille croissante, sous-compacte, compacte, étendue et très étendue. Le calendrier des déplacements d'antennes est déterminé par les exigences des propositions d'observation approuvées, mais tend à suivre un calendrier à peu près trimestriel. Un véhicule de transport sur mesure est utilisé pour soulever une antenne d'un coussin, la conduire le long d'une des routes d'accès en terre battue et la placer sur un nouveau coussin tout en maintenant l'alimentation du système de refroidissement des récepteurs cryogéniques.

Chaque pastille d'antenne a un conduit le reliant au bâtiment central, à travers lequel les câbles d'alimentation CA et les fibres optiques sont tirés. Les fibres optiques multimodes sont utilisées pour les signaux numériques à faible bande passante, tels que les services Ethernet et téléphoniques. Les câbles à fibres optiques monomodes Sumitomo LTCD sont utilisés pour les signaux de référence afin de générer l'OL pour les récepteurs hétérodynes et le retour du signal FI de l'antenne. Les fibres Sumitomo ont un coefficient de dilatation thermique extrêmement faible, qui est presque nul à la température typique sous la surface du Mauna Kea. Cela permet au réseau de fonctionner sans mesures de retard en boucle fermée. [3]

Chacune des huit antennes possède un miroir primaire de 6 mètres de diamètre composé de 72 panneaux en fonte d'aluminium usiné. L'aluminium usiné a été préféré à l'alternative plus légère en fibre de carbone, en raison des craintes qu'une forte accumulation de neige ou de la poussière volcanique soufflée par le vent n'endommage les panneaux fragiles en fibre de carbone. Les panneaux, chacun d'environ 1 mètre de large, ont été usinés avec une précision de 6 microns. Ils sont soutenus par une structure de sauvegarde en tube de fibre de carbone, qui est entourée de panneaux en aluminium pour la protéger des débris soufflés par le vent. Les positions des panneaux peuvent être ajustées depuis l'avant de la parabole.

Le réglage initial des panneaux de surface à Hawaï a été effectué dans le hangar de service, à l'aide d'un gabarit rotatif. Une fois les antennes déployées, les surfaces ont été mesurées par holographie en champ proche avec une source de balise de 232,4 GHz montée sur la passerelle extérieure du bâtiment Subaru, à 67 mètres au-dessus de l'anneau de protection sous-compacte du SMA. Les positions des panneaux ont été ajustées en fonction des résultats de l'holographie, et les ajustements guidés par l'holographie sont répétés périodiquement, pour maintenir la qualité de la surface. Après plusieurs tours d'ajustement, l'erreur de la surface est généralement d'environ 15 microns RMS. [4]

Des unités de chauffage sont installées sur le miroir primaire, le quadrupode supportant le miroir secondaire et le miroir secondaire lui-même, afin d'éviter la formation de glace dans des conditions d'humidité élevée.

Chaque antenne a une cabine contenant l'électronique nécessaire pour contrôler l'antenne, ainsi que les récepteurs de mise au point Nasmyth. Cette cabine à température contrôlée renferme presque le support en acier de l'antenne pour minimiser les erreurs de pointage dues aux changements thermiques.

Le SMA utilise des récepteurs cryogéniques SIS hétérodynes, à un foyer Nasmyth courbé. [5] Tous les récepteurs sont montés dans un seul grand cryostat dans la cabine de l'antenne. Le cryostat peut accueillir jusqu'à huit inserts de récepteur, chacun contenant un seul récepteur. Un séparateur de faisceau à grille métallique rotatif suivi d'un miroir rotatif dirige les deux polarisations linéaires du rayonnement entrant vers deux des inserts récepteurs. Cela permet au réseau d'observer soit une seule polarisation de deux bandes de fréquences différentes simultanément, soit les deux polarisations d'une seule bande simultanément pour améliorer la sensibilité et mesurer les paramètres de Stokes.

Des récepteurs sont disponibles pour couvrir les fréquences de 194 à 408 GHz, sans interruption. Cependant, les mesures de polarisation complète ne peuvent être effectuées qu'autour de 230 et 345 GHz, où des paires de récepteurs peuvent être réglées sur la même fréquence, et des plaques quart d'onde optimisées pour ces fréquences peuvent être insérées dans le chemin optique.

Les récepteurs sont sensibles aux deux bandes latérales produites par le mélange hétérodyne. Les bandes latérales sont séparées en introduisant un motif de Walsh de changements de phase de 90 degrés dans le signal LO et en démodulant ce motif dans le corrélateur. Un modèle de Walsh de changements de phase à 180 degrés, unique à chaque antenne, est également introduit dans le LO, afin de supprimer la diaphonie entre les FI arrivant au corrélateur à partir de différentes antennes.

Grâce à la récente mise à jour à large bande des récepteurs SMA, avec deux récepteurs réglés sur des fréquences décalées de 12 GHz, le réseau peut observer un large intervalle de fréquences du ciel de 44 GHz sans interruption.

Le corrélateur SMA original a été conçu pour corréler 2 GHz de bande passante FI par bande latérale à partir de chacun des deux récepteurs actifs dans huit antennes, produisant des données spectrales pour 28 lignes de base. Étant donné que les convertisseurs analogique-numérique échantillonnaient à 208 MHz, la FI a été convertie en 24 "morceaux" se chevauchant partiellement, chacun de 104 MHz de large, avant l'échantillonnage. Après échantillonnage, les données ont été envoyées à 90 grandes cartes de circuits imprimés, chacune contenant 32 puces de corrélateur ASIC. Le corrélateur était une conception XF dans la configuration par défaut 6144 retards ont été calculés pour chacun des deux récepteurs sur 28 lignes de base, avant qu'une FFT ne soit appliquée pour convertir les données de retard en spectres. [1] Dans la configuration par défaut, la résolution spectrale était de 812,5 kHz par canal, mais le corrélateur pouvait être reconfiguré pour augmenter la résolution spectrale sur certains morceaux, au détriment d'une résolution inférieure ailleurs dans le spectre. Les puces corrélatrices ont été conçues au MIT Haystack et financées par cinq institutions : SMA, USNO, NASA, NRFA et JIVE. [3] Le corrélateur pourrait également être configuré pour corréler les 45 lignes de base produites en ajoutant le CSO et le JCMT au réseau, mais uniquement pour un seul récepteur par antenne.

In 2016 a new correlator called SWARM was brought online, allowing more total IF bandwidth to be correlated, increasing the array's sensitivity to continuum sources as well as its instantaneous spectral coverage. The new correlator, an FX design, uses 4.576 GHz analog-to-digital converters [6] and Xilinx Virtex-6 SX475T FPGAs rather than purpose-built correlator chips. The FPGAs are housed with additional electronics on ROACH2 boards produced by the Collaboration for Astronomy Signal Processing and Electronics Research (CASPER). The new correlator operates at only one spectral configuration, uniform 140 kHz per channel resolution across the entire bandwidth. The data are stored at this high spectral resolution even for projects that require only low resolution, so that the highest resolution will be retained in the observatory's data archive for use in later research. Each quadrant of the correlator can process 2 GHz of IF bandwidth per sideband for two active receivers in all eight antennas. When the two receivers are tuned to the same frequency, full Stokes polarization parameters are calculated. [7] Somewhat confusingly, there are now six SWARM "quadrants" in the full correlator, allowing 12 GHz of bandwidth to be correlated for each sideband of two receivers on all baselines, allowing a 48 GHz total sky frequency coverage.

SWARM can also operate as a phased array summer, making the SMA appear to be a single antenna for VLBI operations.

The SMA is a multi-purpose instrument which can be used to observe diverse celestial phenomena. The SMA excels at observations of dust and gas with temperatures only a few tens of kelvins above absolute zero. Objects with such temperatures typically emit the bulk of their radiation at wavelengths between a few hundred micrometers and a few millimeters, which is the wavelength range in which the SMA can observe. Commonly observed classes of objects include star-forming molecular clouds in our own and other galaxies, highly redshifted galaxies, evolved stars, and the Galactic Center. Occasionally, bodies in the Solar System, such as planets, asteroids, comets and moons, are observed.

The SMA has been used to discover that Pluto is 10 K (18 °F) cooler than expected. [8] It was the first radio telescope to resolve Pluto and Charon as separate objects. [9]

The SMA is a part of the Event Horizon Telescope, which observes nearby supermassive black holes with an angular resolution comparable to the size of the object's event horizon and which produced the first image of a black hole.


Printable PDF Templates

I have generated printable PDF templates for the most popular telescope apertures using the original bahtinov mask generator from "Astrojargon" website. Adobe PDF reader can be used for printing it. In printer settings make sure to select the correct page size (A3 or A4), 600dpi resolution and set the scale to 100% (or select "actual size"). Note that for larger apertures you'll need to print a "mosaic" of several pages, and then connect them together. Each page has 1 inch overlap and markings which may help connecting the pieces.


Example of a Bahtinov mask template (single and two page layouts)

Make sure to select a proper focal ratio and take into account barlows and focal reducers.


Webb's sunshield is positioned between the Sun/Earth/Moon and the telescope. Webb's orbit at L2 ( more about Webb's orbit ). Image: STScI

The sunshield will allow the telescope to cool down to a temperature below 50 Kelvin (-370°F, or -223°C) by passively radiating its heat into space. The near-infrared instruments (NIRCam, NIRSpec, FGS/NIRISS) will work at about 39 K (-389°F, -234°C) through a passive cooling system. The mid-infrared instrument (MIRI) will work at a temperature of 7 K (-447°F, -266°C), using a helium refrigerator, or cryocooler system.

In addition to providing a cold environment, the sunshield provides a thermally stable environment. This is essential to maintaining proper alignment of the primary mirror segments as the telescope changes its orientation to the Sun.

Why Five Layers

Why does the sunshield have five layers instead of just a single thick one? Each successive layer of the sunshield is cooler than the one below. The heat radiates out from between the layers, and the vacuum between the layers is a very good insulator. One big thick sunshield would conduct the heat from the bottom to the top more than five layers separated by vacuum.

The sunshield is made of a lightweight material with special thermal properties, called Kapton, which is also specially coated.

The layers work together to reduce the temperatures between the hot and cold sides of the observatory by approximately 570 degrees Fahrenheit. Each successive layer of the sunshield, made of kapton, is cooler than the one below. The fifth and final layer was delivered on Sept. 29, 2016 to Northrop Grumman Corporation's Space Park facility in Redondo Beach. Photo: Northrop Grumman


Extremely Large Telescope Questions

Q: How many other Extremely Large Telescope projects exist?

A: Currently there are three ELT projects: the Giant Magellan Telescope (GMT) project (https://www.gmto.org), the Thirty Meter Telescope (TMT) project (http://www.tmt.org), and the European Extremely Large Telescope (ELT) project (www.eso.org/e-elt).

Q: Are the three Extremely Large Telescope projects competing with one another?

A: While the three ELTs have different features and strengths, all three ELTs represent dramatic advances over currently existing telescopes. From a design perspective, the GMT will have seven very large primary mirrors while the TMT and the European ELT will comprise hundreds of smaller mirrors. All three ELTs will likely strive to answer the same fundamental scientific questions, which opens the door for collaboration as well as competition. While we are technically competing to be first on the sky, we hope that all three telescopes will be built and be operational in the next decade.

Q: Why does GMT want to be the first Extremely Large Telescope?

A: Astronomy is about exploration. Being the first to enter uncharted territory provides one with unique opportunities for discovery. There are a number of prime scientific questions just waiting for a giant telescope like the GMT.

Q: Will the GMT work with the other ELTs and future ground-based telescopes?

A: As with all modern astronomy, it often takes many telescopes to fully exploit a discovery. It is likely that astronomers will use the GMT and other ELTs to perform detailed follow-up work on observations made by other telescopes. For example, the LSST will be starting its 10-year sky survey when the GMT has first light, and we expect the GMT to be in a position to work with the LSST to make discoveries. The different strengths of the ELTs mean that there are opportunities to work together efficiently.

Q: Will the Giant Magellan Telescope work with the James Webb Space Telescope?

A: Space telescopes and ground-based telescopes have always complemented each other. For example, while the Hubble Space Telescope takes many spectacular images, it is the detailed follow-up work by the 8m-class ground-based telescopes such as Gemini and Keck that allow further advances in science. Similarly, we hope that the GMT, and other 30m-class telescopes, will work with the data from the JWST to produce spectacular science.


Lenovo's New Laptops Have a Really Smart Feature if You're Concerned About Webcam Privacy

I n 2016, a photo of Mark Zuckerberg caught the Internet’s attention. The photo, which showed the Facebook CEO in the company’s corporate headquarters, seemed ordinary enough save for one detail: his laptop had its webcam covered with tape.

That’s likely because webcams have become prime targets for hackers. Using what’s called a Remote Administration Tool, intruders can sometimes gain access to a laptop owner’s webcam without their knowledge or consent, as demonstrated in a detailed Ars Technica report. Such concerns have spawned a cottage industry of stickers and accessories for concealing laptop cameras.

Lenovo’s new laptops, however, have a built-in safety mechanism that allows users to cover the camera as they please without using tape or any other material or device. The company’s new line of laptops, including the latest model of its ThinkPad X1 Carbon and X1 Yoga, among other refreshed models, feature a shutter that slides over the camera. Lenovo calls this the ThinkShutter users can access it by sliding a tiny switch located on the laptop near the camera.

Lenovo has made efforts to add more functionality and safety to its new laptops’ cameras in other ways as well. Both the new X1 Carbon and X1 Yoga include eye-tracking software that can detect whether or not the user is looking at the PC. The idea is to lock the device when its owner isn’t using it to prevent onlookers from eavesdropping, but Lenovo says it can also be used to offer other advantages, such as adjusting content on screen to move with the user’s gaze.

Other perks shared by both new laptops include support for HDR display technology, which makes colors pop more vibrantly and boosts contrast, as well as far-field built-in microphones for using Amazon’s Alexa and Microsoft’s Cortana voice-activated assistants.

The new ThinkPad X1 Carbon and X1 Yoga will be launching this month, with the former starting at $1,709 and the latter beginning at $1,889.


Voir la vidéo: TOILETTES: ABAISSER LE COUVERCLE AVANT DE TIRER LA CHASSE DEAU!!!!!!! Ne mangez pas de merd.. ;- (Juillet 2021).