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 Современные теории arrow Современные теории о космосе и жизни arrow Оценка качества изображения тонких структур



Оценка качества изображения тонких структур PDF Напечатать Е-мейл

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.

<Предыдущая   След.>