Come funziona un telescopio ottico

telescopio ottico è un telescopio che raccoglie e focalizza la luce principalmente dalla parte visibile dello spettro elettromagnetico, per creare un'immagine ingrandita per l'ispezione visiva diretta, per scattare una fotografia o per raccogliere dati attraverso sensori di immagine elettronici.

Esistono tre tipi principali di telescopi ottici:

La capacità di un telescopio ottico di risolvere piccoli dettagli è direttamente correlata al diametro (o apertura) del suo obiettivo (la lente primaria o lo specchio che raccoglie e focalizza la luce) e il suo potere di raccolta della luce è correlato all'area dell'obiettivo. Più grande è l'obiettivo, maggiore è la quantità di luce raccolta dal telescopio e maggiori sono i dettagli che risolve.

Le persone usano telescopi ottici (compresi monocoli e binocoli) per attività all'aperto come astronomia osservativa, ornitologia, pilotaggio, caccia e ricognizione, nonché attività indoor/semi-outdoor come l'osservazione delle arti performative e gli sport per spettatori.

Storia

Per approfondire: Storia del telescopio

Il telescopio è più una scoperta di artigiani ottici che un'invenzione di uno scienziato. ^{[1] [2]} La lente e le proprietà di rifrazione e riflessione della luce erano note fin dall'antichità, e la teoria sul loro funzionamento è stata sviluppata dagli antichi filosofi greci, conservata e ampliata nel mondo islamico medievale, e aveva raggiunto uno stato significativamente avanzato al momento dell'invenzione del telescopio nell'Europa moderna. ^{[3] [4]} Ma il passo più significativo citato nell'invenzione del telescopio è stato lo sviluppo della produzione di lenti per occhiali, ^{[2] [5] [6]} prima a Venezia e Firenze nel XIII secolo, ^[5] e successivamente nei centri di produzione di spettacoli sia nei Paesi Bassi che in Germania. ^[7] È nei Paesi Bassi, nel 1608, che emersero i primi documenti che descrivevano un telescopio ottico rifrattore sotto forma di brevetto depositato dal produttore di occhiali Hans Lippershey, seguito poche settimane dopo dalle rivendicazioni di Jacob Metius e di un terzo richiedente sconosciuto, che anche loro conoscevano quest'"arte". ^[8]

La notizia dell'invenzione si diffuse rapidamente e Galileo Galilei, sentendo parlare del dispositivo, nel giro di un anno realizzò i suoi progetti migliorati e fu il primo a pubblicare i risultati astronomici utilizzando un telescopio. ^[9] Il telescopio di Galileo utilizzava una lente obiettivo convessa e una lente concava, un progetto ora chiamato telescopio galileiano. Johannes Kepler propose un miglioramento del [^10] che utilizzava un oculare convesso, spesso chiamato telescopio kepleriano.

Il successivo grande passo nello sviluppo dei rifrattori fu l'avvento della lente acromatica all'inizio del XVIII secolo, ^[11] che corresse l'aberrazione cromatica nei telescopi kepleriani fino a quel momento, consentendo strumenti molto più corti con obiettivi molto più grandi .

Per i telescopi riflettori, che utilizzano uno specchio curvo al posto della lente dell'obiettivo, la teoria precedeva la pratica. Le basi teoriche per gli specchi curvi che si comportano in modo simile alle lenti furono probabilmente stabilite da Alhazen, le cui teorie erano state ampiamente diffuse nelle traduzioni latine della sua opera. ^[12] Poco dopo l'invenzione del telescopio rifrattore, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo e altri, spronati dalla loro consapevolezza che gli specchi curvi avevano proprietà simili Per quanto riguarda le lenti, discusse l'idea di costruire un telescopio utilizzando uno specchio come obiettivo per la formazione dell'immagine. ^[13] I potenziali vantaggi dell'uso di specchi parabolici (principalmente una riduzione dell'aberrazione sferica con l'eliminazione dell'aberrazione cromatica) portarono a diversi progetti proposti per telescopi riflettori, ^il più notevole dei quali fu pubblicato nel 1663 da James Gregory e venne chiamato telescopio gregoriano, ^{[15] [16]} Ma non sono stati costruiti modelli funzionanti. Isaac Newton è stato generalmente accreditato per la costruzione dei primi telescopi riflettori pratici, il telescopio newtoniano, nel 1668 ^[17] anche se a causa della loro difficoltà di costruzione e delle scarse prestazioni degli specchi metallici speculum utilizzati, ci vollero più di 100 anni prima che i riflettori diventassero popolari. Molti dei progressi nei telescopi riflettori includevano la perfezione di fabbricazione di specchi parabolici nel XVIII secolo, ^[18] specchi in vetro rivestito d'argento nel XIX secolo, rivestimenti in alluminio di lunga durata nel XX secolo, ^[19] specchi segmentati per consentire diametri maggiori e ottiche attive per compensare la deformazione gravitazionale. Un'innovazione della metà del XX secolo sono stati i telescopi catadiottrici come la fotocamera Schmidt, che utilizza sia una lente (piastra di correzione) che uno specchio come elementi ottici primari, utilizzati principalmente per l'imaging a campo largo senza aberrazione sferica. ^{[ citazione necessaria ]}

La fine del XX secolo ha visto lo sviluppo dell'ottica adattiva e dei telescopi spaziali per superare i problemi del seeing astronomico. ^{[ citazione necessaria ]}

La rivoluzione elettronica dell'inizio del 21° secolo ha portato allo sviluppo di telescopi computerizzati negli anni 2010 che consentono ai non professionisti osservare stelle e satelliti utilizzando attrezzature relativamente a basso costo sfruttando le tecniche astrofotografiche digitali sviluppate da astronomi professionisti nei decenni precedenti. Per effettuare osservazioni astronomiche dai telescopi è necessaria una connessione elettronica a un computer (smartphone, pad o laptop). La tecnologia digitale consente di impilare più immagini sottraendo la componente di rumore dell'osservazione, producendo immagini di oggetti di Messier e stelle deboli fino a una magnitudine apparente di 15 con apparecchiature di livello consumer. ^{[20] [21]}

Principi

Per progetti specifici di telescopi, vedi Telescopio riflettore, Telescopio rifrattore e Catadiottrico.

Lo schema di base è che l'elemento primario di raccolta della luce, l'obiettivo (1) (la lente convessa o lo specchio concavo utilizzato per raccogliere la luce in entrata), focalizza quella luce da l'oggetto distante (4) su un piano focale dove forma un'immagine reale (5). Questa immagine può essere registrata o visualizzata attraverso un oculare (2), che funge da lente d'ingrandimento. L'occhio (3) vede quindi un'immagine virtuale invertita e ingrandita (6) dell'oggetto.

Immagini invertite

Ulteriori informazioni: Diagonale stellare e lente a relè

La maggior parte dei modelli di telescopi produce un'immagine invertita sul piano focale; questi sono indicati come telescopi invertenti . Infatti, l'immagine viene sia capovolta che invertita da sinistra a destra, in modo che complessivamente venga ruotata di 180 gradi rispetto all'orientamento dell'oggetto. Nei telescopi astronomici la vista ruotata normalmente non viene corretta, poiché non influisce sul modo in cui viene utilizzato il telescopio. Tuttavia, un diagonale a specchio viene spesso utilizzato per posizionare l'oculare in una posizione di visualizzazione più comoda, e in tal caso l'immagine è eretta, ma ancora invertita da sinistra a destra. In Per correggere l'orientamento dell'immagine vengono utilizzati telescopi terrestri come cannocchiali da puntamento, monocoli e binocoli, prismi (ad es. prismi di Porro) o una lente a relè tra obiettivo e oculare. Ci sono modelli di telescopi che non presentano un'immagine invertita, come il rifrattore galileo e il riflettore gregoriano. Questi sono indicati come telescopi raddrizzatori .

Varianti di design Molti

tipi di telescopi piegano o deviano il percorso ottico con specchi secondari o terziari. Questi possono essere parte integrante del design ottico (telescopio newtoniano, riflettore Cassegrain o tipi simili), o possono essere semplicemente utilizzati per posizionare l'oculare o il rilevatore in una posizione più comoda. I progetti di telescopi possono anche utilizzare lenti o specchi aggiuntivi appositamente progettati per migliorare la qualità dell'immagine su un campo visivo più ampio.

Caratteristiche Le

specifiche di progettazione si riferiscono al caratteristiche del telescopio e come si comporta otticamente. Diverse proprietà delle specifiche possono cambiare con l'attrezzatura o gli accessori utilizzati con il telescopio; come lenti di Barlow, diagonali stellari e oculari. Questi accessori intercambiabili non alterano le specifiche del telescopio, ma alterano il funzionamento delle proprietà del telescopio, in genere l'ingrandimento, il campo visivo apparente (FOV) e il campo visivo effettivo.

La

più piccola area della superficie risolvibile di un oggetto, vista attraverso un telescopio ottico, è l'area fisica limitata che può essere risolta. È analoga alla risoluzione angolare, ma differisce nella definizione: invece della capacità di separazione tra sorgenti puntiformi si riferisce all'area fisica che può essere risolta. Un modo familiare per esprimere la caratteristica è la capacità risolvibile di caratteristiche come i crateri lunari o le macchie solari. L'espressione utilizzando la formula è data dal doppio del potere risolutivo sul diametro dell'apertura moltiplicato per il diametro dell'oggetto moltiplicato per la costante tutto diviso per il diametro apparente dell'oggetto . ^{[22] [23]}

Il potere risolutivo è derivato dalla lunghezza d'onda utilizzando la stessa unità di misura dell'apertura; dove 550 nm in mm è dato da: .
La costante è derivata dai radianti alla stessa unità del diametro apparente dell'oggetto; dove il diametro apparente della Luna dai radianti ai secondi d'arco è dato da: .

Un esempio utilizzando un telescopio con un'apertura di 130 mm osservando la Luna in una lunghezza d'onda di 550 nm, è data da:

L'unità utilizzata nel diametro dell'oggetto risulta nelle più piccole caratteristiche risolvibili in quell'unità. Nell'esempio precedente sono approssimati in chilometri, con il risultato che i più piccoli crateri lunari risolvibili hanno un diametro di 3,22 km. Lo spazio di Hubble Il telescopio ha un'apertura dello specchio primario di 2400 mm che fornisce una risolvibilità superficiale dei crateri lunari di 174,9 metri di diametro, o delle macchie solari di 7365,2 km di diametro.

Risoluzione angolare

Ignorando l'offuscamento dell'immagine dovuto alla turbolenza nell'atmosfera (seeing atmosferico) e alle imperfezioni ottiche del telescopio, la risoluzione angolare di un telescopio ottico è determinata dal diametro dello specchio primario o della lente che raccoglie la luce (chiamata anche "apertura").

Il criterio di Rayleigh per il limite di risoluzione (in radianti) è dato da

dove è la lunghezza d'onda e è l'apertura. Per la luce visibile ( = 550 nm) nell'approssimazione a piccolo angolo, questa equazione può essere riscritta:

Qui, denota il limite di risoluzione in secondi d'arco ed è in millimetri. Nel caso ideale, i due componenti di un sistema a doppia stella possono essere distinguibile anche se separato da poco meno di . L'equazione

mostra che, a parità di condizioni, maggiore è l'apertura, migliore è la risoluzione angolare. La risoluzione non è data dall'ingrandimento massimo (o "potenza") di un telescopio. I telescopi commercializzati dando alti valori della potenza massima spesso forniscono immagini scadenti.

Per i grandi telescopi terrestri, la risoluzione è limitata dal seeing atmosferico. Questo limite può essere superato posizionando i telescopi al di sopra dell'atmosfera, ad esempio sulle cime di alta montagna, su palloni aerostatici e aeroplani ad alta quota o nello spazio. I limiti di risoluzione possono essere superati anche con l'ottica adattiva, l'imaging speckle o l'imaging fortunato per i telescopi terrestri.

Recentemente, è diventato pratico eseguire la sintesi di apertura con array di telescopi ottici. Le immagini ad altissima risoluzione possono essere ottenute con gruppi di telescopi più piccoli molto distanziati, collegati tra loro da percorsi ottici attentamente controllati, ma questi interferometri possono essere utilizzati solo per l'imaging di oggetti luminosi come le stelle o per misurare i nuclei luminosi delle galassie attive.

Lunghezza focale e rapporto focale

La lunghezza focale di un sistema ottico è una misura della forza con cui il sistema converge o diverge dalla luce. Per un sistema ottico in aria, è la distanza oltre la quale i raggi inizialmente collimati vengono portati a fuoco. Un sistema con una lunghezza focale più corta ha una potenza ottica maggiore rispetto a uno con una lunghezza focale lunga; cioè, piega i raggi più fortemente, portandoli a fuoco a una distanza più breve. In astronomia, il numero f è comunemente indicato come il rapporto focale annotato come . Il rapporto focale di un telescopio è definito come la lunghezza focale di un obiettivo divisa per il suo diametro o per il diametro di un apertura nel sistema. Le La lunghezza focale controlla il campo visivo dello strumento e la scala dell'immagine che viene presentata sul piano focale a un oculare, a una lastra di pellicola o a un CCD.

Un esempio di telescopio con una lunghezza focale di 1200 mm e un diametro dell'apertura di 254 mm è dato da:

Numericamente grandi Si dice che i rapporti focali siano lunghi o lenti . I numeri piccoli sono brevi o veloci . Non ci sono linee nette per determinare quando usare questi termini e un individuo può considerare i propri standard di determinazione. Tra i telescopi astronomici contemporanei, qualsiasi telescopio con un rapporto focale più lento (numero maggiore) di f/12 è generalmente considerato lento, e qualsiasi telescopio con un rapporto focale più veloce (numero inferiore) di f/6, è considerato veloce. I sistemi più veloci hanno spesso più aberrazioni ottiche lontano dal centro del campo visivo e sono generalmente più esigenti per i design degli oculari rispetto a quelli più lenti. Un Il sistema veloce è spesso desiderato per scopi pratici in astrofotografia con lo scopo di raccogliere più fotoni in un dato periodo di tempo rispetto a un sistema più lento, consentendo alla fotografia time-lapse di elaborare il risultato più velocemente.

I telescopi a largo campo (come gli astrografi), sono utilizzati per tracciare satelliti e asteroidi, per la ricerca sui raggi cosmici e per le indagini astronomiche del cielo. È più difficile ridurre le aberrazioni ottiche nei telescopi con un rapporto f basso rispetto ai telescopi con un rapporto f più grande.

Per ulteriori informazioni: Etendue

Il potere di raccolta della luce di un telescopio ottico, noto anche come presa della luce o guadagno di apertura, è la capacità di un telescopio di raccogliere molta più luce dell'occhio umano. Il suo potere di raccolta della luce è probabilmente la sua caratteristica più importante. Il telescopio agisce come un secchio di luce , raccogliendo tutti i fotoni che arrivano su di esso da un oggetto lontano, dove un secchio più grande cattura più fotoni con conseguente maggiore luce ricevuta in un dato periodo di tempo, illuminando efficacemente l'immagine. Questo è il motivo per cui le pupille degli occhi si allargano di notte in modo che più luce raggiunga la retina. Il potere di raccolta confrontato con un occhio umano è il risultato al quadrato della divisione dell'apertura sul diametro della pupilla dell'osservatore, ^{[22] [23]} con un adulto medio che ha un diametro della pupilla di 7 mm. Le persone più giovani hanno diametri maggiori, tipicamente indicati come 9 mm, poiché il diametro della pupilla diminuisce con l'età.

Un esempio di potenza di raccolta di un'apertura di 254 mm rispetto a un diametro della pupilla adulta di 7 mm è dato da:

La

potenza di raccolta della luce può essere confrontata tra telescopi confrontando le aree delle due diverse aperture.

Ad esempio, la potenza di raccolta della luce di un Un telescopio da 10 metri è 25 volte quello di un telescopio da 2 metri:

per un rilevamento di una determinata area, il campo visivo è importante quanto la potenza di raccolta della luce grezza. I telescopi per survey come il Large Synoptic Survey Telescope cercano di massimizzare il prodotto dell'area dello specchio e del campo visivo (o etendue) piuttosto che la sola capacità di raccolta della luce grezza.

Ingrandimento

L'ingrandimento attraverso un telescopio fa apparire un oggetto più grande limitando il campo visivo. L'ingrandimento è spesso fuorviante come la potenza ottica del telescopio, la sua caratteristica è il termine più frainteso usato per descrivere il mondo osservabile. ^{[ chiarimento necessario ]} A ingrandimenti più elevati la qualità dell'immagine si riduce significativamente, l'uso di una lente di Barlow aumenta la lunghezza focale effettiva di un sistema ottico, moltiplicando la riduzione della qualità dell'immagine.

Effetti minori simili possono essere presenti quando si utilizza la stella diagonali, poiché la luce viaggia attraverso una moltitudine di lenti che aumentano o diminuiscono la lunghezza focale effettiva. La qualità dell'immagine dipende generalmente dalla qualità dell'ottica (lenti) e dalle condizioni di visualizzazione, non dall'ingrandimento.

L'ingrandimento stesso è limitato dalle caratteristiche ottiche. Con qualsiasi telescopio o microscopio, oltre a un pratico ingrandimento massimo, l'immagine appare più grande ma non mostra più dettagli. Si verifica quando il dettaglio più fine che lo strumento è in grado di risolvere viene ingrandito per corrispondere al dettaglio più fine che l'occhio può vedere. L'ingrandimento oltre questo massimo è talvolta chiamato ingrandimento a vuoto .

Per ottenere il massimo dai dettagli di un telescopio, è fondamentale scegliere l'ingrandimento giusto per l'oggetto da osservare. Alcuni oggetti appaiono meglio a bassa potenza, altri ad alta potenza e molti a un ingrandimento moderato. Ci sono due valori per l'ingrandimento, un minimo e un massimo. Un campo visivo più ampio L'oculare può essere utilizzato per mantenere la stessa lunghezza focale dell'oculare fornendo lo stesso ingrandimento attraverso il telescopio. Per un telescopio di buona qualità che opera in buone condizioni atmosferiche, l'ingrandimento massimo utilizzabile è limitato dalla diffrazione.

Visivo

L'ingrandimento visivo del campo visivo attraverso un telescopio può essere determinato dividendo la lunghezza focale del telescopio per la lunghezza focale (o diametro) dell'oculare. ^{[22] [23]} Il massimo è limitato dalla lunghezza focale dell'oculare.

Un esempio di ingrandimento visivo utilizzando un telescopio con una lunghezza focale di 1200 mm e un oculare di 3 mm è dato da:

Minimo

Ci sono due problemi che limitano l'ingrandimento utile più basso su un telescopio:

• il raggio di luce che esce dall'oculare deve essere abbastanza piccolo da entrare nella pupilla dell'occhio dell'osservatore. Se il Il cilindro di luce che esce dall'oculare è troppo largo per entrare nell'occhio dell'osservatore, parte della luce raccolta dal telescopio andrà sprecata e l'immagine vista sarà più debole e meno chiara di quanto sarebbe con un ingrandimento maggiore.
• Per i telescopi con ostruzioni nel percorso della luce (ad esempio la maggior parte dei telescopi catadiottrici, ma non i telescopi rifrattori a cannocchiale) l'ingrandimento deve essere sufficientemente alto da mantenere l'ostruzione centrale fuori fuoco, per evitare che venga visualizzata come una "macchia nera" centrale. Entrambi questi problemi dipendono dalle dimensioni della pupilla dell'occhio dell'osservatore, che sarà più stretta alla luce del giorno e più larga al buio.

Entrambi i vincoli si riducono all'incirca alla stessa regola: l'ingrandimento dell'immagine vista deve essere sufficientemente alto da far uscire l'oculare dalla pupilla, non più grande della pupilla dell'occhio dell'osservatore. ^[24] La formula per il La pupilla di uscita dell'oculare è

dove si trova il diametro di raccolta della luce dell'apertura del telescopio. ^[24]

Le dimensioni della pupilla adattate al buio variano da 8-9 mm per i bambini piccoli, a un valore "normale" o standard di 7 mm per la maggior parte degli adulti di età compresa tra 30 e 40 anni, a 5-6 mm per i pensionati tra i 60 e i 70 anni. Una vita trascorsa esposta a una luce ambientale cronicamente intensa, come la luce solare riflessa dai campi aperti di neve, o dalle spiagge di sabbia bianca, o dal cemento, tenderà a rendere le pupille degli individui permanentemente più piccole. Gli occhiali da sole sono di grande aiuto, ma una volta ridotti a causa di una lunga sovraesposizione alla luce intensa, anche l'uso di farmaci oftalmici non può ripristinare le dimensioni della pupilla perse. ^[24] Gli occhi della maggior parte degli osservatori rispondono istantaneamente all'oscurità allargando la pupilla quasi al massimo, anche se il completo adattamento alla visione notturna richiede generalmente almeno mezz'ora. (Di solito c'è un piccolo extra allargamento della pupilla più a lungo la pupilla rimane dilatata/rilassata.)

Il miglioramento della luminosità con l'ingrandimento ridotto ha un limite legato a qualcosa chiamato pupilla d'uscita. La pupilla d'uscita è il cilindro di luce che esce dall'oculare ed entra nella pupilla dell'occhio; Quindi più basso è l'ingrandimento, più grande è la pupilla d'uscita. È l'immagine dell'apertura di osservazione del cielo ridotta del telescopio, ridotta del fattore di ingrandimento, della combinazione oculare-telescopio:

dove è la lunghezza focale del telescopio e è la lunghezza focale dell'oculare.

Idealmente, la pupilla d'uscita dell'oculare corrisponde alla pupilla dell'occhio dell'osservatore: se la pupilla d'uscita dall'oculare è più grande della pupilla dell'occhio del singolo osservatore, Parte della luce emessa dal telescopio verrà tagliata. Se la pupilla d'uscita dell'oculare è uguale o inferiore a quella dell'occhio dell'osservatore, Quindi tutta la luce raccolta dall'apertura del telescopio entrerà nell'occhio, con un ingrandimento inferiore che produce un'immagine più luminosa, purché tutta la luce catturata entri nell'occhio.

Il minimo può essere calcolato dividendo l'apertura del telescopio per il diametro massimo tollerato della pupilla d'uscita ^{[25] [24]}

Diminuendo l'ingrandimento oltre questo limite non aumenterà la luminosità né migliorerà la chiarezza: oltre questo limite non vi è alcun beneficio da un ingrandimento inferiore. Allo stesso modo, il calcolo della pupilla d'uscita è una divisione del diametro dell'apertura e dell'ingrandimento visivo utilizzato. Il minimo spesso potrebbe non essere raggiungibile con alcuni telescopi, un telescopio con una lunghezza focale molto lunga potrebbe richiedere un oculare con lunghezza focale maggiore di quella disponibile.

Un esempio dell'ingrandimento utilizzabile più basso utilizzando un'apertura abbastanza comune di 10" (254 mm) e lo standard La pupilla d'uscita massima di 7 mm per adulti è data da: Se il telescopio avesse una lunghezza focale di 1200 mm ( ), la lunghezza focale più lunga consigliata per l'oculare ( ) sarebbe Un oculare con lo stesso campo visivo apparente ma una lunghezza focale più lunga fornirà un campo visivo reale più ampio, ma un'immagine più debole. Se il telescopio ha un'ostruzione centrale (ad esempio un telescopio newtoniano, Maksutov o Schmidt-Cassegrain) è anche probabile che il basso ingrandimento faccia sì che l'ostruzione venga messa a fuoco abbastanza da creare una macchia nera al centro dell'immagine.

Calcolando nella direzione opposta, il diametro della pupilla d'uscita di un'apertura del telescopio di 254 mm con un ingrandimento del 60× è dato da: ben entro le dimensioni della pupilla degli occhi adattati al buio di osservatori di quasi tutte le età. Supponendo la stessa lunghezza focale del telescopio di cui sopra, la lunghezza focale dell'oculare che produrrebbe un ingrandimento di 60× è

ottimale

Le seguenti sono regole empiriche per ingrandimenti utili appropriati a diversi tipi di oggetti:

• per piccoli oggetti con bassa luminosità superficiale (come le galassie), utilizzare un ingrandimento moderato.
• Per piccoli oggetti con luminosità superficiale moderata (come le nebulose planetarie), utilizzare un ingrandimento elevato.
• Per piccoli oggetti con elevata luminosità superficiale (come i pianeti), utilizzare l'ingrandimento più alto consentito dal "seeing" della notte corrente, E prendi in considerazione l'aggiunta di filtri astronomici per rendere più nitida l'immagine.
• Per oggetti di grandi dimensioni (come la Galassia di Andromeda o le nebulose diffuse a campo largo), indipendentemente dalla luminosità della superficie, utilizzare un ingrandimento basso, spesso nell'intervallo di ingrandimento minimo.
• Per oggetti da molto a estremamente luminosi, gli oggetti di grandi dimensioni (la Luna e il Sole) restringono l'apertura del telescopio coprendolo con un pezzo di cartone con un piccolo foro, e inserire i filtri secondo necessità per ridurre l'eccesso luminosità e per migliorare il contrasto delle caratteristiche della superficie.

Solo l'esperienza personale determina i migliori ingrandimenti ottimali per gli oggetti, basandosi sulle capacità di osservazione e sulle condizioni di visione, e sullo stato della pupilla dell'occhio dell'osservatore in quel momento (ad esempio, può essere necessario un ingrandimento inferiore se c'è abbastanza luce lunare da impedire il completo adattamento al buio).

Campo

visivo

Il campo visivo è l'estensione del mondo osservabile visto in un dato momento, attraverso uno strumento (ad esempio, telescopio o binocolo) o ad occhio nudo. Ci sono varie espressioni del campo visivo, che si tratti di una specifica di un oculare o di una caratteristica determinata da una combinazione di oculare e telescopio. Un limite fisico deriva dalla combinazione in cui il FOV non può essere visualizzato più grande di un massimo definito, a causa della diffrazione dell'ottica.

Apparente

Campo visivo apparente (comunemente indicato come AFOV) è la dimensione angolare percepita dell'arresto di campo dell'oculare, tipicamente misurata in gradi. Si tratta di una proprietà fissa del design ottico dell'oculare, con oculari comuni disponibili in commercio che offrono una gamma di campi apparenti da 40° a 120°. Il campo visivo apparente di un oculare è limitato da una combinazione del diametro di arresto del campo dell'oculare e della lunghezza focale ed è indipendente dall'ingrandimento utilizzato.

In un oculare con un campo visivo apparente molto ampio, l'osservatore può percepire che la vista attraverso il telescopio si estende fino alla sua visione periferica, dando la sensazione di non guardare più attraverso un oculare, o di essere più vicino al soggetto di interesse di quanto non sia in realtà. Al contrario, un oculare con un campo visivo apparente ristretto può dare la sensazione di guardare attraverso un tunnel o una piccola finestra dell'oblò, con l'arresto del campo nero dell'oculare occupato la maggior parte della visione dell'osservatore.

Un campo visivo apparente più ampio consente all'osservatore di vedere più del soggetto di interesse (cioè, un campo visivo reale più ampio) senza ridurre l'ingrandimento per farlo. Tuttavia, la relazione tra campo visivo reale, campo visivo apparente e ingrandimento non è diretta, a causa delle crescenti caratteristiche di distorsione correlate a campi visivi apparenti più ampi. Invece, sia il campo visivo reale che il campo visivo apparente sono conseguenze del diametro di arresto del campo dell'oculare.

Il campo visivo apparente differisce dal campo visivo reale in quanto il campo visivo reale varia con l'ingrandimento, mentre il campo visivo apparente non lo fa. L'arresto di campo più ampio di un oculare grandangolare consente la visione di una sezione più ampia dell'immagine reale formata sul piano focale del telescopio, influenzando così il campo visivo reale calcolato.

Il campo visivo apparente di un oculare può influenzare La luminosità totale della vista percepita dall'occhio, poiché la dimensione angolare apparente dell'arresto di campo determinerà quanta parte della retina dell'osservatore è illuminata dalla pupilla d'uscita formata dall'oculare. Tuttavia, il campo visivo apparente non ha alcun impatto sulla luminosità superficiale apparente (cioè la luminosità per unità di area) degli oggetti contenuti all'interno del campo visivo.

Il

vero

FOV vero è l'ampiezza di ciò che viene effettivamente visto attraverso una data combinazione oculare/telescopio.

Ci sono due formule per calcolare il campo visivo reale:

1. il metodo del campo visivo apparente dato da , dove è il campo visivo reale, è il campo visivo apparente dell'oculare e è l'ingrandimento utilizzato. ^{[26] [27]}
2. Metodo di arresto del campo oculare dato da , dove è il vero FOV, è il diametro di arresto del campo oculare in millimetri e è la lunghezza focale del telescopio in Millimetri. ^{[26] [27]}

Il metodo dell'arresto del campo visivo dell'oculare è più accurato del metodo del campo visivo apparente, ^[27] tuttavia non tutti gli oculari hanno un diametro di arresto del campo facilmente conoscibile.

Il FOV massimo

massimo è il campo visivo reale utile massimo limitato dall'ottica del telescopio. Si tratta di una limitazione fisica in cui gli aumenti oltre il massimo rimangono al massimo. Il FOV massimo è la dimensione del barilotto sulla lunghezza focale del telescopio convertita da radianti a gradi. ^{[22] [23]}

Un esempio di FOV massimo utilizzando un telescopio con una dimensione del barilotto di 31,75 mm (1,25 pollici) e una lunghezza focale di 1200 mm è dato da:

Osservare attraverso un telescopio

Ci sono molte proprietà dei telescopi ottici e la complessità dell'osservazione che ne utilizza uno può essere un compito arduo; esperienza e la sperimentazione sono i principali contributori per capire come massimizzare le proprie osservazioni. In pratica, solo due proprietà principali di un telescopio determinano le differenze tra le osservazioni e la lunghezza focale. Questi riguardano il modo in cui il sistema ottico vede un oggetto o una distanza e quanta luce viene raccolta attraverso un oculare oculare. Gli oculari determinano ulteriormente come cambiano il campo visivo e l'ingrandimento del mondo osservabile.

Mondo osservabile

Il mondo osservabile è ciò che può essere visto usando un telescopio. Quando osserva un oggetto o una distanza, l'osservatore può utilizzare molte tecniche diverse. Capire cosa può essere visualizzato e come visualizzarlo dipende dal campo visivo. La visualizzazione di un oggetto a una dimensione che si adatta completamente al campo visivo viene misurata utilizzando le due proprietà del telescopio: lunghezza focale e apertura, con l'inclusione di un oculare oculare con lunghezza focale (o diametro) adeguata. Confronto Il mondo osservabile e il diametro angolare di un oggetto mostrano quanta parte dell'oggetto vediamo. Tuttavia, la relazione con il sistema ottico potrebbe non comportare un'elevata luminosità della superficie. Gli oggetti celesti sono spesso deboli a causa della loro grande distanza e i dettagli possono essere limitati dalla diffrazione o da proprietà ottiche inadatte.

La ricerca di

ciò che si può vedere attraverso il sistema ottico inizia con l'oculare che fornisce il campo visivo e l'ingrandimento; l'ingrandimento è dato dalla divisione delle lunghezze focali del telescopio e dell'oculare. Utilizzando l'esempio di un telescopio amatoriale come un telescopio newtoniano con un'apertura di 130 mm (5") e una lunghezza focale di 650 mm (25,5 pollici), si utilizza un oculare con una lunghezza focale di 8 mm e un FOV apparente di 52°. L'ingrandimento al quale viene osservato il mondo osservabile è dato da: . Il campo visivo richiede L'ingrandimento, che è formulato dalla sua divisione sul campo visivo apparente: . Il campo di vista reale risultante è di 0,64°, non permettendo a un oggetto come la nebulosa di Orione, che appare ellittica con un diametro angolare di 65 × 60 minuti d'arco, di essere visibile attraverso il telescopio nella sua interezza, dove l'intera nebulosa si trova all'interno del mondo osservabile. L'uso di metodi come questo può aumentare notevolmente il proprio potenziale di visualizzazione, assicurando che il mondo osservabile possa contenere l'intero oggetto o se aumentare o diminuire l'ingrandimento visualizzando l'oggetto in un aspetto diverso.

Fattore di luminosità

La luminosità della superficie a tale ingrandimento si riduce notevolmente, risultando in un aspetto molto più scuro. Un aspetto più scuro si traduce in meno dettagli visivi dell'oggetto. Dettagli come la materia, gli anelli, i bracci a spirale e i gas possono essere completamente nascosti all'osservatore, dando una visione molto meno completa vista dell'oggetto o dell'intervallo. La fisica impone che all'ingrandimento minimo teorico del telescopio, la luminosità della superficie sia del 100%. In pratica, però, sono diversi i fattori che impediscono il 100% di luminosità; Questi includono le limitazioni del telescopio (lunghezza focale, lunghezza focale dell'oculare, ecc.) e l'età dell'osservatore.

L'età gioca un ruolo nella luminosità, poiché un fattore che contribuisce è la pupilla dell'osservatore. Con l'età la pupilla si restringe naturalmente di diametro; Generalmente accettato, un giovane adulto può avere una pupilla di 7 mm di diametro, un adulto più anziano di appena 5 mm e una persona più giovane più grande di 9 mm. L'ingrandimento minimo può essere espresso come la divisione del diaframma e del diametro della pupilla data da: . Un caso problematico può essere evidente, raggiungendo una luminosità superficiale teorica del 100%, poiché la lunghezza focale effettiva richiesta del sistema ottico potrebbe richiedere un oculare con un diametro troppo grande.

Alcuni telescopi non possono raggiungere la luminosità superficiale teorica del 100%, mentre alcuni telescopi possono raggiungerla utilizzando un oculare di diametro molto piccolo. Per trovare quale oculare è necessario per ottenere l'ingrandimento minimo, si può riorganizzare la formula dell'ingrandimento, dove ora è la divisione della lunghezza focale del telescopio per l'ingrandimento minimo: