Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия


Leaf Главная arrow Блог материалов



Оценка качества изображения тонких структур
Современные теории о космосе и жизни

Каким бы увеличением ни обладала оптическая система (а его можно без труда довести до нескольких тысяч и десятков тысяч раз), она не может соответственно ему улучшать различимость деталей изображения. Астрономы неоднократно исследовали вопрос об оптимальном увеличении, при котором астрономический прибор давал бы наилучшее изображение, содержащее как можно больше подробностей рассматриваемого объекта, не вызванных, однако, каким-нибудь оптическим обманом. Результат этих исследований сводится к тому, что наиболее выгодные увеличения для визуальных наблюдений при больших диаметрах объективов или зеркал (порядка 1 м) колеблются в пределах 300—1000 и зависят от множества обстоятельств — состояния атмосферы, диаметра объектива, характера наблюдаемого объекта (звезда, планета, туманность, звездные скопления и т. д)., качества изображения, даваемого объективом в лабораторных условиях, и т. д. Решающее значение имеет обычно диаметр объектива, а это указывает на то, что предел разрешений   ставит   дифракция света.

Понятие разрешающей силы очень условно. После Рэлея его понимают следующим образом.

Рассмотрим изображение двух звезд одинаковой величины, т. е. вызывающих одинаковую освещенность на земле, разделенных небольшим угловым расстоянием. Это не значит, что вообще невозможно обнаружить наличие двух звезд, если их угловое расстояние меньше полученного по последней формуле. Однако для обнаружения второй звезды нужно тщательно профотометрировать, снимок  и  подвергнуть  анализу  полученные  результаты. Если распределение отличается от того, которое дает изображение одной звезды, и нет оснований подозревать другие причины отклонения, можно рассчитать положение второй звезды (если известна ее звездная величина или блеск). Следует все же заметить, что указанный прием неточен из-за слишком большого влияния атмосферных  помех.

Более надежным, так как не требует дополнительных сведений о наблюдаемой звезде, является прием определения диаметра малых планет или других небесных тел по дифракционной картине их изображений. В данном случае имеются в виду такие объекты, угловой диаметр которых  сопоставим с наименьшим разрешаемым углом больших астрономических труб (десятые доли секунды дуги). Наличие углового диаметра небесного тела меняет распределение освещенности в фокальной плоскости объектива по сравнению с тем, которое вызывает звезда-точка, и по изменению распределения можно определить диаметр светила. Такой метод был предложен акад. С. И. Вавиловым в 1933 г. в устной беседе с авторами. К сожалению, атмосферные помехи и зерно фотопластинки!настолько искажают картину, что надежных результатов получить этим методом в настоящее время также невозможно.

За последнее десятилетие вопросу об оценке качества изображения, даваемого оптическими системами, было уделено большое внимание. Стало очевидным, что описанный выше критерий разрешающей силы (или способности), если его применять к другим тест-объектам, например к мире Фуко, состоящей из ярких полос равной толщины, разделенных темными промежутками той же ширины, обладает многими недостатками. Прежде всего разрешающая способность зависит от выбора тест-объекта, от контрастности между фоном и объектом и в некоторых случаях не является однозначной величиной. Кроме того, высокая разрешающая способность не гарантирует хорошей резкости изображения.

Влияние аберраций на дифракционное изображение точки
Современные теории о космосе и жизни

Небольшая сферическая аберрация вызывает уменьшение яркости центра пятна, но форма кривой мало меняется, т. е. максимумы и минимумы остаются на своих местах; при этом яркость первого, второго и т. д. колец растет за счет яркости пятна. Это значит, что дифракционные кольца по яркости становятся сравнимыми с центральным пятном, диаметр пятна рассеяния может значительно расти.

Если сферическая аберрация велика, картина становится еще более неблагоприятной: темные кольца пропадают, кривая теряет свой максимум в центре, крайние кольца ярче центральных. В результате этих изменений качество изображения ухудшается, так как изображение точки увеличивается по своим размерам. Вычисления показывают, что распределение энергии по пятну рассеяния, найденное путем чисто геометрических изображений, т. е. без учета дифракции, очень сильно отличается от истинного распределения, определяемого на основании принципа Гюйгенса — Френеля, т. е. дифракционной теории, если аберрации малы. Но по мере того как размеры пятна рассеяния, вызываемого аберрациями, растут, оба указанных способа вычисления приводят к все более близким результатам, которые при больших аберрациях практически совпадают. Это положение почти очевидно из соображений здравого смысла, однако, несмотря на ряд попыток, доказать его со всей строгостью еще не удалось.

Когда рассматриваются оптические системы, обладающие аберрациями, значительно превосходящими по размерам диаметр дифракционного центрального кружка, например фотографические объективы для астрономических камер, можно совсем не принимать во внимание дифракционных явлений и рассчитывать распределение яркостей на основании чисто геометрических представлений.

Дифракционное изображение точки
Современные теории о космосе и жизни

Как мы видели выше, геометрическая оптика дает только первое приближение к определению изображения светящейся точки, или, точнее, она описывает картину изображений, которые мы получили бы для бесконечно малых длин волн. Как ни мала длина волны видимого света (она заключается в пределах 0,4—0,8 ммк)у ее влияние на изображение, даваемое оптическими системами, весьма ощутимо, и как раз оно ставит предел возможности различения мелких структур и деталей.

В геометрической оптике принято считать, что лучи распространяются самостоятельно и независимо друг от друга; волновая теория Гюйгенса и Френеля опирается на предположение о сложении импульсов с учетом разности фаз между ними. Если рассматривать несколько элементов волновой поверхности как самостоятельно светящиеся, то надо предполагать, что импульсы исходят от каждого элемента по различным направлениям. Возьмем некоторую точку Р, для которой надо определить освещенность. Все импульсы достигают ее, но не одновременно, так как расстояния от нее разные.

Из-за симметрии картины около оси изображение точки представляет собой круглое светлое пятно, с быстро уменьшающейся от центра к краям яркостью, окруженное попеременно светлыми и темными кольцами. Яркость светлых колец убывает все медленнее и медленнее. Яркость первого максимума в 60 раз меньше, чем яркость центра

пятна, яркость второго — в 250 раз и т. д. Расчет показывает, что в центральном кольце концентрируется 84% всей энергии волны; в первом светлом кольце 7%, во втором 3%  и т. д.

Практически можно считаться только с центральным пятном. В обычных условиях наблюдения звезд дифракционные кольца не видны, даже первое — этому препятствуют атмосферные помехи.

Аберрации спектральных приборов
Современные теории о космосе и жизни

Особую категорию представляют оптические системы, образующие спектры звезд и других небесных объектов. Наличие диспергирующей призмы или дифракционной решетки лишает всю оптическую систему в целом своего основного свойства — симметричности около оси. В одном случае это свойство не нарушается, когда на призму или решетку падают лишь строго параллельные пучки со всех точек исследуемого объекта, На практике этого можно добиться, если призма стоит впереди объектива, и то о полной симметрии можно говорить только условно, так как дисперсия света нарушает ее.

Обычно пучки, падающие на призму, лишь приближенно параллельны, и это вызывает появление новых аберраций, тем больше искажающих спектр, чем больше отступление от параллельности. Причина этих искажений состоит в том, что сходящийся в точку (гомоцентрический) пучок после преломления на поверхностях призмы или отражения от решетки перестает быть гомоцентрическим. Появляются все аберрации монохроматических пучков и в первую очередь кома, первая из аберраций, вызываемых уходом светящейся точки от оптической оси системы (напомним, что кома пропорциональна первой  степени  угла  поля).  По этой  же причине при децентрировке оптической системы прежде всего появляется кома.

Принимая значительные размеры вследствие большого преломляющего угла призмы, она не может быть ничем компенсирована, так как появляется уже в центре поля зрения. Мы дальше увидим, что это явление может быть использовано для получения спектра с минимальными потерями.

Это явление особенно сказывается в бесщелевых спектрографах, у которых впереди оптической системы не стоит диспергирующая призма. Все существующие в настоящее время бесщелевые спектрографы (за исключением тех, в которых использована объективная призма) имеют небольшое поле, не превышающее 10' дуги.

Аналогично действуют дифракционные решетки. Нарушение симметрии, вызываемое ими, обусловливается тем, что углы, образуемые пучком и нормалью к решетке, до и после преломления или отражения неодинаковы.

Таким образом, необходимо следить за тем, чтобы на диспергирующие элементы оптической системы, предназначенной для образования спектров, падали строго параллельные пучки не только в параксиальной области, но также и в области конечных  апертур и углов   поля зрения.

Хроматические аберрации
Современные теории о космосе и жизни

 Мы рассматривали выше аберрации монохроматического пучка лучей, относящихся к одной определенной длине волны. Но громадное большинство небесных объектов излучает свет широкого диапазона длин волн. Как известно, показатель преломления оптического стекла и других прозрачных материалов изменяется в зависимости от длины волны, вызывая в свою очередь изменение оптических свойств системы: фокусного расстояния положения изображения, а также аберрации. Бывает, что аберрации оптической системы, исправленные для зеленых лучей, остаются чрезмерно велики для красных и синих Хроматические аберрации можно разбить на две группы первая относится к параксиальной области, вторая представляет собой хроматические разности тех или других аберраций. Например, хроматическая разность сферических аберраций обусловливается тем, что коэффициент А сферической аберрации меняется вместе с длиной волны.

В астрономических объективах первая группа наиболее важная. Она состоит из двух аберраций, соответствующих двум координатам изображения точки — по абсциссе и ординате. Аберрация, отсчитываемая вдоль оси абсцисс, называется хроматической аберрацией положения. Она происходит вследствие того, что абсцисса плоскости изображения зависит от длины волны.

Хроматические аберрации второй группы, т. е. хроматические разности сферической аберрации, комы, астигматизма и т. д., играют второстепенную роль в большинстве оптических систем для астрономии, за исключением, пожалуй, некоторых зеркально-линзовых объективов. Поэтому мы не будем здесь на них останавливаться, так же как мы не останавливаемся на аберрациях монохроматических лучей высших порядков. Конечно, с этими аберрациями приходится считаться при расчете, но теоретическое изучение их представляет громадные затруднения, поскольку не существует сколько-нибудь законченных формул, выражающих зависимость этих аберраций от конструктивных элементов оптических систем.

 

<< Первая < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 След. > Последняя >>

Всего 21 - 25 из 1186