Rozhodnul jsem se se souhlasem autora přeložit tento skvělý článek a věřím, že to bude pro všechny čtenáře POSEC webu přínosem.
Obsah
Tento dokument porovnává optické vlastnosti dvou refraktorů, apochromátu 4” F6.3 a achromátu 4” F15 Fraunhoferův klasický design. Působnost této studie měla být zprvu širší, zaměřená i na apo triplet, ale tato třída dalekohledu byla vynechána. Důvod je prostý - získané poznatky odpovídaly spíše dubletům. Následuje volně přeložený text Neila Englishe (omluvte proto prosím případné stylistické nepřesnosti).
Následující studie je zaměřena zejména na zkoumání pravdivosti tvrzení, že dlouhé ohnisko (menší světelnost) refraktorů poskytují stabilnější obraz, než jejich protějšky s kratším ohniskem (větší světelností). Konkrétně jsem identifikoval následující faktory jako významné;
1. optická kvalita přístroje.; konkrétně, velikost sférické aberace / sférochromatismu. Je zřejmé, že mají zásadní dopad na obraz v dalekohledu.
2. Základní rozdíly mezi achromátem a apochromátem.; zejména inherentní vlastnost achromátu, tj. relativní vyjádření ztrát energie v prstencích kolem Airyho disku, tj. mimo hlavní difrakční maximum oproti apochromátu.
3. Význam hloubky ostrosti jako atribut ve snižování chyby zaostření během typického pozorování.
4. Význam výšky objektivu dalekohledu nad zemí a vzdálenosti od zdrojů tepla.
A konečně, zdánlivě trochu mimo, článek bude porovnávat a kontrast achromátů a apochromátů ve vztahu k pozorování jasných i slabých objektů, s nízkým kontrastem v fotopickém a mezopickém režimu.
Úvod
Jsem „double-star-man“. Nechápejte mě špatně, mám rád Jupiter, Měsíc nebo rudou planetu jako všichni ostatní, ale pouze když se "rozhodnou" se mi ukázat. Moij hlavní zálibou je rozlišování dvojhvězd. Lze je poměrně snadno vystopovat i na poměrně světlem znečištěné obloze. Pozoroval jsem mnoho vybraných dojhvězd již od svého mládí až dnes. Měl jsem to potěšení se dívat skrz celou řadu přístrojů které jsem vlastnil či jsem měl půjčených nebo jsem je testoval. Mám skvělé zkušenosti s Newtony, Maksutovy a Schmidt Cassegrainy. Ale aspoň pro mě (a já vím, že nejsem sám) má refraktor s optikou bez centrálního stínění svůj půvab a šarm, který jej posunuje dále nad ostatní přístroje.
Moje zaujatost je opodstatněná. Můj první dalekohled, byl červený dalekohled 60mm f/13 značky Tasco s problémem v nastavování deklinace. Mohl jsem jej přinést z teplé místnosti do chladu v zimním vzduchu a za čtvrt hodiny, nebo tak, jsem pozoroval Albireo, Mizar a Alcor a dokonce blízké barevně kontrastní dojhvězdy jako Gamma Delphini a Almanak – „diamant spoutaný s dámou“.
Po většinu mého dospělého života, byla moje volba jasná - mít kvalitní 4" refraktor. Mám a stále pravidelně používám příjemný ruský dalekohled 4" F/10. Velmi dobře korigovaný na sférickou aberaci a má velmi malou chromatickou aberaci. Po pravdě, když jsem používal různé apo dublety stejného průměru a světelnosti (nebo menší), našel jsem malé nebo žádné výhody v jejich používání nad výrazně levnějšími achromáty. Události byly ještě zajímavější, když jsem začal používat 4" F/15 Fraunhofer refraktor. Můj příběh je vylíčen podrobněji zde: http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=2473
Tento klasický achromát vypadal, že rozliší některé náročné dvojhvězdy mnohem rychleji po umístění venku a s větší účinností, než tomu je u apochromatických dubletů s větší světelností. Také se zdálo, že obraz je méně náchylný k degradaci i v podmínkách, které se ukázaly příliš špatné pro mé "kratší" dalekohledy . Zmateně jsem začal podrobně studovat. Proč tomu tak je? Byla to skvělá optika nebo dlouhá ohnisková vzdálenost , která poskytovala vražedně skvělý obraz?
Optická teorie nám říká, že vše spolu souvisí. Pro refraktory s vyšší světelností je mnohem obtížnější se vyrovnat refraktorům s nižší světelností. A zatímco některé aberace (jako jsou např. zakřivení pole a chromatismus) se nevyhnutelně zvyšují s relativním průměrem, další aberace se zvýšují hlavně proto, že je velmi obtížné dodržet stanovené požadavky na optiku v extrémně úzkých tolerancích . To má řadu výhod, v souvislosti s kvalitou obrazu, u dalekohledů s nižší světelností.
Například, nízká světelnost dalekohledu dovolí snadnější kolimaci a je méně citlivá na její výchylky. Kromě toho méně světelné dalekohledy mají větší hloubku ostrosti, což způsobí mnohem snazší zaostření. To je důvod, proč vysoká světelnost dalekohledů vyžaduje, téměř zákonitě, mikro-fokusery s cílem usnadnit přesné zaostřování. Konečně, u světelných dalekohledů může být při použití krátkoohniskových okulárů i velmi obtížné umístit oko do správné polohy, (což se u světelných dalekohledů stává často). To rychle způsobí únavu očí, což se může nepříznivě projevit na vnímané stabilitě obrazu. Lidi s brýlemi mohou mít také tento problém při použití středně velké výstupní pupily okuláru.
Všechny výše uvedené atributy, jsou samozřejmě známé u dalekohledů s vysokou světelností. Ale tento seznam, sám o sobě, nemůže vysvětlit, proč se obraz v okuláru jeví méně náchylný k degradaci v dlouhoohniskových dalekohledech ve srovnání s jejich protějšky s vyšší světelností (kratšími ohnisky). Připomeňme, že hloubka ostrosti je převrácenou hodnotou velikosti rozostření. Nízká světelnost dalekohledu přináší větší hloubku ostrosti (úměrně se čtvercem ohniskové vzdálenosti) a naopak u jejich protějšků s vysokou světelností.
To mě vedlo k prozkoumání možnosti, zda větší hloubka ostrosti u dalekohledu F/15 pomáhá udržet dobrou kvalitu obrazu, nebo dokonce pomáhá zklidnit obraz tak, že přitom neporušuje vyzkoušené a důvěryhodné principy optiky. Moje strategie byla prozkoumat obecné a optické parametry dalekohledu, které by mohly destabilizovat či rozostřit obraz, ale nemohl jsem to udělat sám. S pomocí odborníka na slovo vzatého - autora a tvůrce www.telescope-optics.net, Vladimira Sacka, jsou níže konkretizována některá velmi zajímavá zjištění.
Vliv tepla
Jedna z prvních věcí, které si všimnete, u dlouhoohniskových refraktorů je to, že jejich objektivy jsou posazeny vysoko nad zemí a v dostatečné vzdálenosti od zdrojů tepla. To je v kontrastu s krátkými tubusy, které mohou být velmi blízko zemskému povrchu (a tím i zdroji tepla). Není nerozumné dopředu předpokládat, že by mohlo teplo vyzařované ze zemského povrchu bezprostředně ovlivnit vzduch před objektivem a tak způsobit horší seeing. Někteří známí astronomové tak ale soudili. Anglický astronom Webb (1807-1895) například, dokonce šel tak daleko, že izoloval svou trubku azbestem (malá osobní poznámka: doufám, že to nevdechoval), aby se zabránilo zhoršení seeingu vyzařováním od zemského povrchu. Byl to odůvodněné?
Konvekční pohyb vzduchu je ovlivněn rozdílem teplot mezi povrchem a okolním vzduchem – to vytváří opticky nehomogenní prostředí. To vyvolává deformaci vlnoplochy (odchylky směru šíření paprsků od jejich původního směru) a způsobuje snížení kvality obrazu. Jak byste mohli očekávat, pokoušet se toto kvantifikovat je hodně obtížné. Navíc se tento vliv liší jak geograficky (některá místa vyzařují více tepla než jiné) a časově (odvod tepla země se mění s časem po západu slunce). Zemské teplo také může být zdroj viditelné turbulence u uživatelů, kteří používají velmi krátké dalekohledy. I za nepřítomnosti větru, je toto proudění důležitým mechanismem v ochlazování zemského povrchu. Za těchto podmínek, konvekce tvoří asi jednu třetinu tepelných ztrát tepla v chladném počasí a bezvětří. Majitelé zrcadlových teleskopů (typicky světelný Newton) velmi dobře znají vliv tepelně indukovaných turbulencí vzduchu, které vytváří turbulentní proudění v blízkosti sekundárního zrcadla uvnitř tubusu. Ale jak toto teplo ovlivní refraktory?
Před jakýmkoli posouzením této problematiky, se vyplatí znát, proti čemu bojujete. Podívejte se na levou stranu na obr. 1, který ukazuje studii prováděnou Herbem na Universitě of Minnesota (St.Paul). Obrázek ukazuje denní kolísání teplot několika různých povrchů během vice než pěti po sobě jdoucích letních dnů, na několika místech v Minnesotě. Nejvýznamnější údaje ukazují, že většina ploch udržovala výrazně vyšší teplotu než okolní vzduch velmi dlouho, ne-li po celou noc.
Obr 1. Ilustruje denní kolísání teplot (vlevo) v závislosti na povrchu různých mteriálů v různých částech v Minnesotě and Illinois.
Zpravidla pozoruji na trávě a podle dat uvedených na obr. 1, jsem velmi rád, že takto činím. Její poměrně vysoká měrná tepelná kapacita znamená, že pohltí teplo bez znatelného zvýšení teploty, a rychlost jejího ochlazení (měřeno na spodní části křivky), je v noci ve srovnání s jinými povrchy poměrně nízká.
Pravá strana obr. 1 ukazuje některé kinematické aspekty tepelných konvekcí. Na grafu je patrné, že síla pozemní turbulence, pro daný teplotní spád země / vzduch, má tři složky :
1. Konvekční gradient hustoty buněk (tj. jak moc jsou na sebe jednotlivé konveční/turbuletní buňky "natěsnány")
je úměrný teplotnímu gradientu) a současně určuje rozsah deformace vlnoplochy
2. Velikost konvektivních buněk (které mohou mít vliv na jejich spojitou délku)
3. Rychlosti konvektivních buněk ( běžně stoupající vzhůru, ale současně je také častý boční pohyb způsobený větrem) .
Vzhledem k tomu, že hustota a rychlost se snižuje s výškou nad zemí a protože velikost konvekčních buněk se také zvyšuje s rostoucí výškou, všechny tři faktory upřednostňují umístit objektiv v co možná nejvyšší výšce nad terénem.
Je tu ještě jedna komplikace. Za občasných nocí, se stává něco, co nazývá " inverze ", tedy když je vzduch teplejší než zem pod ním . Tento jev se může velmi lišit v závislosti na lokalitě a povětrnostních podmínkách, ale v průměru , pozemní turbulence jsou více než pravděpodobně dominantním mechanismem pro generování konvektivní turbulence pro pozemní amatérské astronomy . Všechny tyto věci ukazují, že je vždy dobré mít vstupní pupilu objektivu zvednutou co nejdále od země a daleko od vás (a ostatních lidí), jak je to jen možné.
Trocha teorie navíc
Pojďme nyní prozkoumat další, méně zjevné faktory, které by mohly destabilizovat obraz. Zjistil jsem, že některé odchylky, zejména sférická aberace, mohou výrazně ovlivnit přijatelný (resp. difrakcí omezený) rozsah rozostření. V přítomnosti sférické aberace - poměrně běžný scénář, který obvykle postihuje světelnější dalekohledy vice než méně světelné. U nich, jak již bylo uvedeno je povolené rozostření (Critical Focus Zone) výrazně menší. To proto, že objektiv se sférickou aberací nemá přesně definované místo zaostření (fokus). Některé paprsky se sbíhají před nebo za ohniskem a "nejlepší" fokus (jak je definován teoreticky dokonalý objektiv) vytvoří větší spot než v ideálním případě. Čím větší je sférická aberace, tím těžší je posoudit, kde je pozice nejlepšího zaostření.
K dispozici máme úhlednou malou rovnici, která shrnuje, kdy je považováno světlo za jednu vlnovou délku (monochromatické). Kvantitativně je povolený rozsah rozostření CZF zůstává na konvenční "difrakční omezené" úrovni, nebo lepší, je dána vztahem:
CZF < 4.13λ(1-16W2)0.5F2 (Telescope-Optics.net),
kde W je P-V chyba vlnoplochy přítomné primární sférické aberace. Čím je větší sférické aberace, tím se rozsah rozostření (CZF) rychle zmenšuje až k nule. Pokud jechyba vlnoplochy lepší než W = ¼. nepředstavuje změna seeingu něco, co by mohlo nepříznivě ovlivnit obraz a tím nutít pozorovatele ve chvílích špatného seeingu často přeostřit.
Je třeba zdůraznit, že tato rovnice platí pouze pro jedinou vlnovou délku a že situace je mnohem složitější. Důsledkem uvedeného je, že dobře udělaná optika se chová lépe ve víceméně dokonalém seeingu, a to platí i pro vysoce kvalitní klasické achromáty stejně jako apochromaty.
Od teorie k realitě
Jak jsem uvedl na jiném místě velmi dobře korigovaný achromatický objektiv je schopen poskytovat velice kvalitní obraz a to i přes jeho zjevnou chromatickou aberaci. Spíše než přesnější vyjádření je mezi astronomy amatéry rozšířeno spíše volné prohlášení "barevná vada je dobře korigována". Testoval jsem různé ED dubletové apochromáty testem na hvězdu. Můj dojem je, že téměř všechny vykazují určité množství sférochromatismu (tzn. změnu sférické aberace v závislosti na vlnové délce) . Běžná sférická aberace je poměrně snadno odhalitelná jako asymetrie v zobrazení kroužků po obou stranách fokusu (difrakční obrazec před a za fokusem-pozn. překl.) . Na jedné straně fokusu, jsou kroužky velmi dobře definovány , zatímco na druhé straně se jeví " měkčí ". Na druhé straně sférochromatismus je základní problém ve velmi světelných apochromatech ( dubletech a tripletech ) a je mnohem obtížnější jej odstranit a je to spíše odrazem omezení optického návrhu a nikoli dovedností optika samo o sobě.
Ostatně - jednoduchý test v zelené vlnové délce (použitím zeleného úzkopásmového filtru) při testu na hvězdu si můžete udělat sami. S jeho využitím dochází ke zlepšení intra a extra fokálních obrazů hvězdy (difrakčních obrazců před a za ohniskem) u většiny, ne-li u všech, apochromatických dubletů. Po provedení stejných testů na několika kvalitních dlouhoohniskových achromátech, včetně mého velmi kvalitního 4" F/15 Fraunhoferu, 63mm F/14 Zeiss Telementoru a v Japonsku vyrobeném Swift 3" F / 13 refraktoru, jsem zjistil, že se zobrazuje lépe symetrie difrakčních kruhů na obou stranách zaostření - a to dokonce i v nepřítomnosti zeleného filtru! Viz tento článek.
Po zkušenostech s pozorováním v těchto skvělých klasicky konstruovaných přístrojích, jsem začal preferovat obrázky poskytované refraktory s velmi nízkou sférickou aberací, ale s trochou sekundárního spektra oproti lépe barevně korigovaných přístrojům s větší sférickou aberací. Optická odolnost klasického achromátu se také odráží v jeho toleranci vyrovnat odchylky optického návrhu. Tabulka 1 níže jasně ukazuje, že tyto nástroje jsou velmi tolerantní k výrobním chybám (odchylkám v optickém designu) ve srovnání s mnohem náročnějšími požadavky na apochromatické dublety.
Tabulka 1. Tabulka ukazuje jak dlouhoohniskový achromát a krátkoohniskový apochromát reagují na odchylky v optickém návrhu.
Odhaduji, že kvalita mého 4 " F/15 Fraunhofer je ~ 0,025 RMS (pokud si přejete jednotky P-V, jednoduše RMS vynásobte číslem 3,354 , což je v tomto případě P-V 1/8 vlnové délky). Psal jsem, že by to mohlo být ještě lepší, než tato hodnota, ale moje oči nejsou moc dobré k tomu, abych mohl spolehlivě v tomto směru rozhodnout. S ohledem na údaje uvedené v tabulce 1 se vlastně ani nezdá příliš realistické porovnávat F/15 achromát s 0,025 RMS proti apochromátu s RMS 0,050 (z velké části právě díky zbytkové sférické aberaci). Chcete-li zjistit, proč, považte. K vytvoření chyby 0,025 RMS v achromátu budete muset zvýšit vzdálenost objektivu o více než 4 mm ( což je velmi nepravděpodobné) nebo se změní vnitřní radius optických ploch o více než 5 mm ( 1.06 % relativně). V porovnání s tím - vygenerování chyby 0,050 RMS (tomu odpovídá 1/6 vlnové P-V nižšího řádu sférické aberace) v apochromátu, dosáhnete jen změnou rozteče čoček o 0,16 mm, nebo jen změnou vnitřního radiusu o 0,0055 mm ( méně než 0,1 % relativně ).
Ve skutečnosti, pokud se podíváte na některé hvězdy zkušebních vzorcích prováděné Markusem Ludesem (APM-dalekohledy) na internetových stránkách VR Berrevoet je patrné, že i lépe navržené ED dublety (až F9) mají optické aberace v řádu 0,050 RMS. To ovšem ale přirozeně neznamená, že jsou tyto přístroje špatné - jsou stále vysoko nad limitem difrakce (aktuálně 0,91 Strehl).
V kontrastu s tím posuďte všestranný malý 63mm F/14 Zeiss Telementor. Tyto přístroje měly poměrně levné provedení a byly vyrobeny v tisících kusech do východoněmeckých škol. Test na hvězdu na některých z těchto přístrojů, ukázal, že se mají chybu mezi 0,03-0,02 RMS (1/10-1/15 lambda P-V) běžné sférické aberace. To vysvětluje proč, mimo jiné, jsou tak velmi oblíbené v amatérské komunitě. Ukázka např. zde: nebo zde je jiný test “noname” refraktoru 80mm F11.
Tyto testy ukazují, že pro dobře navržený dlouhoohniskový achromát platí, že jeho jak sférické aberace tak i sférochromatismus je zcela zanedbatelný ve srovnání s krátkoohniskovým apochromátem.
Tato studie se soustředila na srovnávání optických vlastností 4" F/15 klasického achromátu a F6.3 FPL53 dublet apochromátu stejného průměru. Výše uvedený závěr dokládá i graf na obrázku 2. Ukazuje, jak se mění poměr Strehlu (koeficientu SR) v závislosti na vlnové délce u těchto dalekohledů.
Obr. 2. Strehl v závislosti na vlnové délce pro 4" (100 mm), F/15 achromát a 4" f/6.3 dublet apochromáts 0,015 RMS bez chyby korekce na e-čáře, tak s chybou 0,050 RMS (na překorigovaném i podkorigovaném objektivu).
Všimněte si, že 4" F/15 přístroj má lepší korekci na e-čáře (při 547nm) než krátkoohniskový apochromat, i když perfektně provedený. Všimněte si však, že pokud vezmeme v úvahu realističtější scénář, kde je má 0.050 RMS a překorigovanou i podkorigovanou sférickou aberaci, výrazně snižuje vrchol Strehlu a apochromát dramaticky mění korekci barev.
To by mohl být konec příběhu, kde nemůžeme rozhodnout, jakou roli hraje nedokonalá korekce barev achromátu v celém schématu. Velmi důležitý vývoj situace nastala po připomínkách, které byly mimochodem udělány Chrisem Lordem z Brayebrook observatoře v Anglii po rozvoji dřívější verze jeho práce. Chris nás upozornil na prostý fakt, že achromát trpí chromatickou aberaci, což nevyhnutelně snižuje jeho difrakčně limitovaný rozsah rozostření ve srovnání se systémem bez aberací stejného relativního otvoru (světelnosti). V této době jsme zvažovali pouze jednoduché, monochromatické situace. Vzpomínám si na e-mail, který jsem dostal od Vladimira: "Jak jsme mohli být tak hloupí, a přehlédnout něco tak základního jako toto?"
Zajímavější a zajímavější
K tomu, abychom získali další pohled do rozdílů mezi klasickými achromáty a apochromaty, je třeba posoudit jejich výkonnost pro všechny viditelné vlnové délky. Toho bylo dosaženo na základě měření bylo zkoumáno jak se jejich polychromatický Strehl (integrace všech hodnot Strehl v celém viditelném spektru) mění v závislosti na rozostření. Vladimír souběžně řešil problém přes OSLO (software pro optický design – pozn. překl.). Následovalo velké překvapení - byl to jeden z těch "Eureka" okamžiků!
Obr. 3. ukazuje lineární rozostření jako funkci polychromatickho Strehlu (fotopický) pro 4" F/15 achromát (plná čára červená - založená na vrcholové intenzitě difrakce, přerušovaná založená na energii v centrálním maximu Airyho kroužku) a 4" F/6.3 dublet apochromát (plná čára šedá - pro téměř dokonalý systém, tečkovaná pro systém s 0,050 RMS sférickou aberací).
Podívejte se na obr. 3, který ukazuje, jak se polychromatický Strehl mění v závislosti na lineárním rozostření pro téměř dokonalý 4" F/15 achromát a F/6.3 dublet apochromát stejného průměru s chybou 0,050 RMS sférické aberace. Poznamenávám, že údaje jsou zvažována pro fotopickou citlivost očí na 25 vlnových délkách mezi 440 nm a 670nm (s 10nm intervaly, kromě e-čáry).
Šedé čáry v grafu jsou pro apochromát. Červené čáry v grafu jsou pro achromát s F/15. Samozřejmě, že tyto grafy demonstrují některé již zmíněné teze mezi světelností, sférickou vadou a difrakčně omezeným rozsahem rozostření ( 0,8 Strehl na obr. 3.), ale také ukazují, že achromát malou světelností má některé pozoruhodné vlastnosti!
Za prvé, pojďme se seznámit s křivkami . Jak se dalo očekávat, F/15 achromát má lepší polychromatický Strehl než apochromát s chybou korekce na e-čáře 0,050 RMS. Strmost (gradient) paraboly udává citlivost rozostření přístroje a můžete jasně vidět, jak u "pomalého" (málo světelného) achromátu je oblast difrakčně omezeného rozostření (CZF) mnohem větší než u " rychlého" (hodně světelného) apochromátu. Obecně platí, že tento posun nejlepšího zaostření v achromátu značně rozšiřuje jeho difrakčně omezený rozsah rozostření kdykoliv je na e-čáře Strehl větší než 0,80 . V tomto případě graf ukazuje, že difrakčně omezený rozsah rozostření na F/15 achromátu (plná červená čára) je více než čtyřikrát vyšší než u apochromátu s téměř dokonalou korekcí e-čáry a více než devětkrát větší, než ve stejném apochromátu s 0.050 RMS chybou na e-čáře.
Je také zajímavé, což ukazuje obr. 3, že poloha nejlepšího polychromatického Strehlu v F/15 achromátu je výrazně dále, než v místě zaostření na e-čáře. Všimněte si zejména, že vrchol polychromatického zaostření je posunut směrem k žlutozelené čáře 580nm/520nm. To je způsobeno ostatními viditelnými vlnovými délkami, včetně těch, na které je oko velmi citlivé – ostří tedy na optimální vizuální vlnovou délku.
Pro více informací se podívejte se sem.
Rozostření je dáno povahou chromatické chyby v achromátu (zvyšuje se exponenciálně směrem ke konci viditelného spektra), které dává více energie v centrálním maximu pro danou hodnotu Strehlu a menší v oblasti kroužků, zejména v prvním nejsvětlejším kroužku. Další vlastností achromátu vyplývající z povahy jeho chromatické chyby (rozostření, které se zvyšuje exponenciálně směrem ke konci viditelného spektra) je mírně zvětšené centrální maximum. To má za následek kuriózní efekt, že se dostane více energie do Airyho disku pro danou hodnotu Strehlu, takže je jí méně v oblasti dalších kroužků, zejména v prvním nejjasnějším kroužku. To ilustruje obr. 4.
Obr. 4. Zobrazení polychromatické energie v Airy disku v F/15 achromát a f/6.3 apochromat
Navíc tyto mírně zvětšená centrální maxima mají ve skutečnosti za následek více energie v Airyho disku (tečkovaná červená čára na obr. 3) než na nominálním difrakčním vrcholu (znázorněno na plné červené čáře na obr. 3). Toto, pro změnu, vede k vyšší účinnosti přenosu kontrastu než na většině křivek Modulation Transfer Function (MTF). V důsledku toho, je efektivní Strehl na achromátu odpovídajícím způsobem vyšší. To platí i v případě, že se vezme v úvahu energie Airyho disku u prvního minima (čárkovaně graf na obr. 3). Rozsah přípustného rozostření na achromátu by byl stále podstatně větší!
Pro více detailů se podívejte na toto povídání o tomto fenoménu.
Zjištění, že achromáty mají větší množství energie v Airyho disku pro daný Strehl, pokud vím, nebyl dříve v literature popsán. Určitě historicky uznávané autority, jako je například Conrady a Sidwick, se o tom nezmiňují. Ani jinde není relevantní diskuse o tomto tématu v některém ze současných textů o optice. Ptám se, ve vší pokoře, je někdo, kdo prozkoumal takovou novinku a obskurní cestu, jako je tato? Z těchto důvodů navrhuji, aby tento významný objev byl připsán na Vladimira Sacka, a dále navrhuji, abychom se vztahují k fenoménu jako "Sacek Efekt".
Vliv seeingu
Jak jsem již uváděl, od té doby co jsem začal používat svůj 4" F/15 achromát, mohl sem rozlišit obtížné dvojhvězdy častěji a v méně ideálních podmínkách, než s krátkoohniskovými apochromáty srovnatelného průměru. Jinak řečeno, dlouhý dalekohled mi poskytoval větší užitek při pozorování. Mohlo by být pro toto nějaké fyzikální vysvětlení? Jedním z pravděpodobných faktorů je různá odezva obou dalekohledů na nepřesnost zaostření vyvolané seeingem.
Zpočátku jsem se zabýval myšlenkou, že atmosféra vyvolává rozostření a přístroje s různým relativním otvorem (různou světelností) reagovaly na toto odlišně. To jednoduše není pravda . Dalekohledy stejného průměru jsou ovlivněny atmosférickou turbulence stejně, bez ohledu na jejich světelnost. Chcete-li citovat Bryana Greera, který prováděl analýzu tohoto scénáře v OSLO před více než deseti lety: "Zatímco nízká světelnost dalekohledu se těší z větší hloubky ostrosti , bohužel posun v nejlepším zaostření způsobené turbulencí je také větší . Ve skutečnosti , dva jsou tyto dvě věci svázány dohromady. Přístroj s čtyřikrát větší hloubkou ostrosti má také čtyři krát větší lineární posun v nejlepším místě zaostření." Pro více se podívejte také zde.
Takže si velmi dobře zapamatujte:
SEEING NEZPŮSOBUJE V ŽÁDNÉ VÝZNAMNÉ MÍŘE ROZOSTŘENÍ OBRAZU.
Ale to neznamená, že velká hloubka ostrosti spojená s malými světelnostmi refraktorů není důležitým faktorem týkající se seeingu. Je zde daleko lepší možnost; horší seeing se promítá na nepřesné zaostření a to má výraznější vliv u světelnějších dalekohledů. Protože každá odchylka od dokonalého zaostření bude mít výraznější vliv na světelnější přístroje, dlouhoohniskový dalekohled by měl mít více momentů s dobrým obrazem. Během náporů špatného seeingu, bude F/6.3 apochromát trpět výrazně více chybami rozostření než F/15 přístroj. To je přirozený důsledek menší hloubky ostrosti, která dělá přesné zaostření složitějším. achromát bude téměř jistě blíže k jeho "sweet spotu" od samého počátku.
Obr. 5. Graf ukazuje jak uměle produkuje chyba seeing a má vliv na křivky.
Podívejte se na obr. 5, který modeluje, jaký by mohl být vliv seeingu na oba dalekohledy. Všimněte si: achromát je znázorněn plnou čárou, která je ve skutečnosti asi 0,050 Strehlu pod svým vrcholem a úměrně k vlivu představující chybu sférické aberace 0,037 RMS. Tedy, ve skutečnosti, analýza je porovnáváním F/15 achromátu s chybou 0,037 RMS a s krátkoohniskovým apochromatem s chybou 0,050 RMS. Jak bylo uvedeno výše, je toto odůvodnění naprosto v pořádku.
Vezměme si na levé straně obr. 5 svislé e-čáry. Předpokládejme, že bychom měli zavést chybu zaostření odpovídající střední chybě rozsahu rozostření v každém z dalekohledů, pak apochromát končí v poloze označené 2, to znamená, že v 0,78 Strehl . F/15 achromát by se snížil na 0,79 Strehl ( označené 4 na grafu ) . Následně Vladimir Sacek vymodeloval horší atmosférické podmínky zavedením chyby "seeingu" ve velikosti 0,1 RMS ( zachycené v nejnižší části obr. 5 ) . Soustřeďte se i dále na levou stranu obrázku, na e-čáru . Během této periody seeingu u apochromatu osciluje Strehl mezi 0,52 na nejnižším bodě až 0,78 ( 1-2 na grafu) v nejvyšším bodě. Hodnota Strehlu u achromátu také osciluje mezi 0,50 a 0,79 ( 3-4 na grafu ). Je důležité si uvědomit, že tato analýza byla provedena s ohledem na nejvyšší intenzitu difrakce u achromátu (plná červená čára) . Situace by se pro achromát výrazně zlepšila, pokud by se analyzovala situace s ohledem na energii v kroužku v jeho prvním difrakčním minimu (horní přerušovaná červená čára) .
(Pro lepší pochopení difrakčních termínů se podívejte na tyto stránky - pozn. překl.)
Neočekávaně - data v OSLO ukazují, že situace u apochromatu by se měla výrazně lišit v závislosti na tom na které straně e-čáry je dalekohled zaostřen. To proto, že křivky Strehlu jsou asymetrické s ohledem na průběh grafu. Ve skutečnosti, opakování výše uvedené analýzy na pravé straně hodnot svislé osy je mírně lepší výsledek pro apochromat. Zatímco F/15 achromát má téměř konstantní (9%) chybové rozostření centrované kolem e-čáry, přičemž chyba v rozostření apochromátu se může pohybovat v rozmezí 6-13%. Co je důležité je zejména rozsah možných chyb rozostření v horní části grafu. V achromátu je téměř stabilní, zatímco u apochromatu to může být o něco méně, ale i více. Důsledek je patrný. Horší seeing, bude v apochromatu díky většímu rozmezí produkovat významné chyby zaostření podle toho, jak seeing kolísá.
Samozřejmě, při zhoršení seeingu, je snadné vypozorovat z obr. 5, že apochromát bude první, který přestoupí hranici, kde se chyba zaostření stane snadno patrnou. Větší nepřesnosti v zaostření, jak můžeme zažít během dlouhých chvilek špatného seeingu, mají mnohem dramatičtější dopad na krátkoohniskový apochromat, než je tomu je u dlouhoohniskového achromátu. Například, chyba seeingu, která způsobí posun v nejlepší pozici zaostření, odpovídá dvojnásobku vyosení středu grafu na obr. 5 a tak maximální možná chyba v apochromatu způsobí téměř 20% ztráta kontrastu (0,67 versus 0,83 Strehl), zatímco účinek na achromát by byl, v tomto porovnání, stále zanedbatelný.
Neochvějně pokračujeme
Jak jsem vysvětlil dříve, mé zkušenosti z dvojhvězdami byly založeny hlavně na porovnání mezi 4" F/15 klasickým achromátem a ED dublety s několika násobně větší světelností (F/6-F/9) podobného průměru. Ve skutečnosti, všechny z nejlépe doložených zpráv od jiných amatérů, kteří provedli testy v terénu byly porovnávány dlouhoohniskové achromáty s kratkoohniskovými apochromáty. Mluvil jsem o stále větší spokojenosti z dlouhoohniskovými achromáty, protože to vypadalo, že jsou výhodou za nocí s průměrnými nebo mírně podprůměrnými podmínkami.
A co "stabilnější" obraz, tj. lepší podmínky, kterých jsme já a řada dalších pozorovatelů byli svědky? Kanadský amatér, Clive Gibbons před časem porovnával svůj 4" (100 mm) F/15 achromát s ED 100mm F / 9 apochromatem: "Když říkám, stabilnější obraz, myslím tím, že difrakční kroužek(y) a Airyho disky hvězd se zdají být více klidnější. Celkově pozorujeme méně chvění nebo rozmazávání. Při pohledu přes 100mm F/9 dalekohled ukázal hvězdu na 5 nebo 6 Pickeringově stupnici seeingu. Pohled do 100 mm F/15 dalekohledu vypadal na posun k 7 nebo dokonce 8 stupni této stupnice (viz. obrázek 6). To byl významný skok. "...
Nezávislé testy prováděné amatéry Jim Barnettem a Ging-Li Wangem z Petalumu v Kalifornie v USA, použili podobných přístrojů (tj. dlouhoohniskový achromát versus krátkoohniskový apochromat) a měli podobné výsledky ve velmi nepříznivých podmínkách.
Obr. 6: Pickeringova stupnice seeingu
Zdroj: http://www.telescope-optics.net/induced.htm#surfaces.
Existuje nějaké optické vysvětlení na podporu shromážděných dojmů? Překvapivé vlastnosti dlouhoohniskového achromátu, vtělené do "Sacek efektu", poskytují robustní vysvětlení. Jedna z prvních věcí, které si všimnete, když se podíváte přes vysoce kvalitní klasický refraktor je, že Airyho disky opravdu "pop", tímto mám na mysli, že jsou jasně rozlišeny s velmi tlumenými difrakční kroužky. Nyní, jak sférická aberace tak rozostření mají za následek snížení množství světla z Airyho disku a jeho zvýšení v difrakčních kroužcích (obr.7).
Obr 7. Zobrazení nominální a zdánlivé funkce (PSF) difrakčních kroužků ve středu kolem Airyho disku. Jejich vzhled je znázorněný na pravém grafu a ukazuje vliv zvyšující se množství sférické aberace.
Avšak, vzhledem k podstatně nižší korekci chyby rozostření ve vzdálenějších neoptimalizovaných vlnových délkách v achromátu, je relativně více energie ve větší vzdálenosti od centrálního maxima. Toto je dále umocněno jeho o něco větším centrálním maximem, které obsahuje více energie, než by vrchol intenzity dosahoval – tím myslím, že ji méně zbývá na Airyho kroužky. Viz pro více informací např. zde.
Například, v případě, že vrchol polychromatického Strehlu jak v achromátu tak v apochromátu je hodnota 0,90, energie přenesená do kroužků bude ~ 0,10, resp.10% z celkové energie v apochromátu. U achromátu však energii přenesená do kroužků lze empiricky aproximovat, bude úměrná ~ 1-0.90(F+3)/(F+2), kde F je poměr ohniska ku průměru dalekohledu. Tzn., že pro F = 15 je energie mimo centrální maxim aproximována hodnotou 1-0,90 (18/17) = 0,05, tedy 5% celkové energie. Toto je lépe znázorněno výše na grafu energie na obr. 4.
Pozorovatelé hodnotí atmosférické podmínky na základě měření na hvězdě, kdy hodnotí do jaké míry se Airyho kroužky v průběhu času deformují. Pokud jsou kroužky jasnější, bude je atmosférická turbulence nutit, aby se o to víc deformovaly. Vzhledem k tomu, že dlouhoohniskový achromát vykazuje nižší sférickou aberaci a méně trpí chybou nepřesnosti zaostření, budou světlé kroužky kolem Airyho disků mnohem méně deformovány, a to i v poměrně špatném seeingu, ve srovnání s víceméně dobře korigovaným apochromátem, s jeho větší citlivosti na chybu zaostření a větším sférochromatismem (který také zesvětluje kroužky). Tyto fakta spolu s větší výškou objektivu klasického achromátu nad teplou sálající Zemí téměř jistě způsobí, že pozorovatel nahlásí, že obrázky jsou v případě achromátu stabilnější....
Pauza na přemýšlení
Tato studie poukázala na některé pozoruhodné a dosud nezvažované optické vlastnosti dlouhoohniskového achromátu. neexistuje jeden dominantní vliv, který by dával dramatickou výhodu dlouhoohniskového achromátu proti jejich krátkoohniskovým apochromatickým soupeřům a to i v otázce stability obrazu. Je pravděpodobné, že se bude uplatňovat smíšený efekt zahrnující vzájemné působení, ve větší či menší míře, všech těchto faktorů:
1. Obecně lepší korekce na e-čáře.
2. Nižší citlivost na nepřesnost zaostření vzhledem k vyvolanému posunu zaostření seeingem.
3. Méně přelité energie mimo vlastní Airyho disk, tj. do okolí centrálního maxima – Sacek efekt.
4. Mnohem pohodlnější zaostřování, pokud krátkoohniskový apochromát nemá 10:1 mikrofokuser,
5. Větší vzdálenost objektivu nad zemí, které snižuje vliv tepelného vyzařování povrchu a tím i vyvolané turbulence.
Už, slyším váš dotaz, jak by dopadl triplet-apochromát v této studii? No, aniž bych šel do detailů, triplet bude mít korekci na e-čáře v průměru lepší než dublet apochromát. Triplety mají méně napjaté tolerance nebo než dublet apochromát. To znamená, že méně světelný triplet by měl pravděpodobně poněkud vyšší polychromatický Strehl v reálném provozu, i když ne nutně podstatně větší, než zde zmiňovaný F/15 achromát. Dlouhý dalekohled by měl jistě trochu navrch. Pouze seeingem vyvolaná nepřesnost zaostření u světelnějších tripletů a snížení výšky objektivu nad zemí, se může spolčit i proti nejfajnovějším modelům dalekohledů.
Legitimní sourozenci
V tomto článku jsme zavedli pojem stabilita obrazu. Je definována jako schopnost dalekohledu být odolný proti rozostření. Pokud vezmeme v úvahu dva dalekohledy stejné optické konstrukce, pak je rozumný závěr, že jejich stabilita obrazu se měří jako podíl druhé mocniny jejich příslušných F (světelností). Práce ukazuje, že hloubka ostrosti je cenným přínosem pro zvýšení optické všestrannosti refraktoru, pokud jde o podání stabilního obrazu s vysokým kontrastem.
Mnoho pozorovatelů je nadšeno okouzlujícími obrazy které nabízí kvalitní, dlouhoohniskový achromát. Ve skutečnosti, mnoho z nich uvedlo, že existují určité mýty o jejich obrazu "Je ne sais quoi" (já nevím proč – pozn. překl.). Zjištění v tomto článku nabízí nový pohled na to, co by mohlo za tím být. Pozoruhodný polychromatický Strehl profil dlouhoohniskového achromát je zvláště udivující.
Ať se na to podíváte jakkoli, vysoce kvalitní achromát s nízkou světelností F ukazuje skvěle, ne sice tak dobře jako jeho potomek, moderní apochromat, ale tak, jako by byl jeho legitimní sourozenec. V dobrém seeingu citlivější sestra - "apo" nabízí lépe barevně korigované obrázky přes celou oblast viditelného spektra . Ale sdružené účinky většího spherochromatismu, větší chyby seeingu vyvolávající nepřesnost zaostření a větší blízkost k zemi a a tepelnému vyzařování povrchu, způsobí, že kresba krátkoohniskového apochromatu je dost nestabilní . V kontrastu k tomu, starší bratr - achro je "velký rváč ", je mnohem méně citlivý na měnící se teploty , na chyby v zaostření, na základě větší výšky objektivu nad zemí, méně náchylný ke konvekční turbulenci. Snad nejvíce pozoruhodné ze všeho je, že " achro " má tajnou zbraň , pohřbenou hluboko v teorii vln, což mu dává výhodu nad mladší sestrou - apo, a to zejména ve vztahu k stabilitě obrazu.
Vidění ve tmě
Věda je především o přijetí pravdy, ať to vede kamkoliv. A je tu ještě jedna finta, která obarví mírně temnější obrázky z klasického achromátu. Analýza byla optimalizována pro fotopické vidění – na které je oko nejcitlivější při prohlížení jasnějších objektů. Ale když je oko konfrontováno s velmi slabými objekty s nízkou plošnou jasností, přepne se z fotopického vidění (vrchol citlivost na ~ 550nm) na mezopické vidění (vrchol citlivosti na ~ 530 nm) . Důsledkem toho je, že optimální lidská zraková citlivost se pohybuje směrem ke kratším vlnovým délkám (k modré části spektra o 20nm – tzv. Purkyňův jev pozn. překl.) . V důsledku toho, oko je mnohem citlivější v modré části viditelného spektra. Požádal jsem Vladimira o prozkoumání tohoto děje, protože jsem si všiml , že vrchol Strehlu se v achromátu přesouvá do polohy bližší společnému fokusu ( žlutá 580nm ) a zelená ( 520nm ) . Takže opět toto vložil do OSLO a prozkoumal, jak se dalekohledy chovají, když bylo oko v plném mezopickém režimu. Výsledky jsou velmi výmluvné! Podívejte se na přerušované červené a šedé čáry ( křivky 1 a 2, v tomto pořadí) na obr. 8. Obrázek ukazuje achromát F/15 respektive F/6.3 apochromat během mezopického vidění.
Obr. 8: ukazuje, jak se 4” F/15 achromát a 4” F/6.3 dublet apochromát chovají v případě, že se oko posunulo do středu mezopického vidění. Fotopická situace je také znázorněna pro srovnání.
Stejně jako dříve , grafy porovnávají achromát s téměř dokonalou korekcí na e-čáře, ( čili efektivně 0,037 RMS primární sférická aberace) s apochromátem s ekvivalentem 0,050 RMS sférické aberace. První věc, které si všimnete, je , že když oko přechází z fotopického vidění na mezopické vidění, maximum polychromatického Strehlu klesá u obou dalekohledů. To je přímý důsledek toho, že, oba přístroje nejsou optimalizovány na vrchol mezopické vlnové délky. Vliv na achromát je mnohem dramatičtější. Vzhledem k tomu, že má výrazně větší chybu v modrých vlnových délkách, klesne maximum polychromatického Strehlu u achromátu z 0,86 na pouhých 0,67. V kontrastu s tím , apochromátu s 0,05 RMS sférické aberace poklesne Strehl z 0,85 na ~ 0,79 ( v průměru mezi 0,765 a 0,815 v závislosti na znaménku představující sférickou aberaci) . Pro srovnání Strehl 0,67 na achromátu sníží celkový kontrast o ~ 17 % , což je znatelné, ale ne dramatické .
Trochu bizarní, že? To vyvolává některé důležité otázky. V jakém režimu ve skutečnosti pracuje oko při prohlížení nebeských objektů? Odpověď závisí na tom, jak jsou tyto objekty jasné, stejně tak i na individuálních rozdílech ve spektrální citlivosti. Za účelem dosažení mezní rozlišení optiky, oko musí být buď v fotopickém nebo v "světlém" mezopických režimu. Střední mezopický mód je umožněn až po adaptaci oka na tmu, tedy nejméně po 10 až 15 minutách v případě, že je přítomno světelné znečištění oblohy. A co víc, zdá se, to nastane jen v případě, že objekt je pozorován pod určitou hranicí minimálního jasu. Obr. 9 znázorňuje tuto myšlenku celkem pěkně. Například, v případě, že oko sleduje objekt nad úrovní jasu ~ +5 magnitudy i po velmi krátkou dobu, fotopické vidění se rychle opět dostaví.
Obr 9. Ukazuje jak se mění rozlišení lidského oka v závislosti na spektrálním módu
I během jen několika sekund “expozice” při výše uvedeném prahové osvětlení a molekuly rhodopsinu odtečou pryč ze sítnicových tyčinek a přepnou oko do režimu, kde čípky dominují. Poznamenejme, že v jasném mezopickém režimu stále dominují čípky, na rozdíl od tmavého mezopického módu, kde již dominují tyčinky. Z obr. 9 je zřejmé, že pokles jasu v řádu čtyř magnitud přivede oko od světlého až do tmavého mezopického režimu.
Je zajímavé, že pro můj 4" F/15 achromát je optimální magnituda pro rozlišení blízkých dvojhvězd kolem +5 a to je do značné míry v souladu s mými vlastními zkušenostmi v tomto oboru . Podle Hirshfelda a Sinnotat ( Sky katalog 2000.0 ) je Dawesův empirický limit založený na hvězdách, které jsou asi o tři magnitudy jasnější než nejslabší zjistitelné hvězdy a který dává optimum na magnitudě ne jasnější než +7 až +8. Pouze pokud pozoruji slabší hvězdy s mým 4" objektivem, oko je nuceno přejít do " tmavého " mezopického a nakonec do skotopického režimu s výrazně nižším rozlišením.
Pokud se rádi díváte na velmi slabé dvojhvězdy nebo slabé mlhavé obláčky s nízkým kontrastem velmi dobře víte, že oko má tendenci udržet co nejdéle svoje čípky v činnosti (spojené s fotopickým viděním). To dává smysl, i v jiných ohledech. Vysoká kvalita dlouhoohniskových achromátů je velmi oblíbená díky nabízeným krásným pohledům na planety, Měsíc a jasnější dvojhvězdy, a tak oko nemůže tyto objekty zkoumat mezopicky.
Při bližším pohledu na funkci PSF achromátu, pro nejlepší fokus polychromatického Strehlu (zobrazené v levém diagramu obr. 10) v režimu střední části mezopického módu je patrné, že achromát utrpěl několik „tělesných ran“. Stále se ale snaží slušně bojovat. Za prvé, u achromátu je FWHM asi o 20% nižší, vzhledem k faktickému navýšení rozostřené energie. To je výrazně nižší, než ve fotopickém režimu a má nepříznivý vliv na rozlišení velmi slabých dvojhvězd.
Nicméně, jak ukazuje obr. 10 , první řád jasného kroužku v achromátu není výrazně "naplněna" energií , jak bylo naznačeno na prvním testu obr. 9 , takže Airyho disky i poměrně slabých hvězd v dlouhoohniskovém achromátu mohou stále mít odstín čistší než v apochromátu. Konkrétně první jasný kroužek achromátu je asi 32 krát slabší než jeho intenzita na vrcholu, ve srovnání s 28 krát slabším v apochromátu (opět uvažujeme apo s průměrnou chybou 0,050 RMS na e-čáře).
Zkoumáním dat grafu mezopických MTF ( zobrazený v pravém diagramu obr. 9) pro nejlepší ohnisko jasně ukazuje, že apochromát s 0,050 RMS má výhodu v kontrastu a rozlišení slabých málo kontrastních detailů, jako kdyby měl o ~ 15 % větší průměr objektivu (upozorňujeme na to, že tato MTF není použitelná pro jasnější objekty). To je hlavně kvůli větší energii přelité dál od centrálního Airyho disku v achromátu. Takže, pokud jste DSO pozorovatel ve velkém zorném poli, může být apochromát vstupenkou k vašemu snu. Ano, údaje naznačují, že apochromát by byl lepší nástroj v tomto ohledu než achromát.
Obr. 10. Ukazuje PSF and MTF mezopické odezvy pro 4” F/15 achromát a 4” F/6.3 dublet apochromat.
Tyto výsledky jsou také shodné se spoustou nepřímých důkazů, sesbíraných od pozorovatelů DSO, kteří používají krátkoohniskové apochromaty. Existuje mnoho zpráv v literatuře prokazující větší kontrast přiznaný apochromatickému obrazu na slabých objektech na okraji viditelnosti. To nám říká, že je ale zajímavé zmínit, že někteří slavní pozorovatelé DSO jako například John H. Mallas a později Walter Scott z Houstonu používající 4" F/15 achromáty (Unitron respektive Clark) a na nich prováděli velkou část svých studií. Dokonce tak, ve světle údajů uvedených na obr. 8 a obr. 10, nyní mohu lépe pochopit, proč jiní vizuální astronomové, jako například Steven James O 'Meara, pozorující z výhodné oblasti na Big Island na Havaji, dělal tak skvělé záznamy pozorování Messier a Caldwell objektů pomocí krátkoohniskových apochromatů.
K zamyšlení
Každá dobrá studie vyvolává více otázek než odpovědí . Proč například, nejsou achromáty (a apochromáty, když na to přijde), optimalizovány na maximum mezopických vlnových délek (tj. spíše někde kolem 530nm než k e-čáře) , aby tak lépe uspokojili požadavky pro čistě vizuální pozorovatele? Po pravdě řečeno, mohlo by to dokonce zlepšit také situaci pro astro-focení! Odpověď musí jistě odrážet "posvátnou” tradici a do jisté miry neochotu výrobců refraktorů provádět výzkum nových možností.
Odpověď na otázku výše může částečně odrážet i skutečnost, že jakýkoli „achromatizační“ proces nevyhnutelně zahrnuje kompromisy. achromatický refraktor, tím, že je lépe korigován v kratších viditelných vlnových délkách bude méně dobře korigovat na jiných vizuálně důležitých vlnových délkách. Nicméně , v diskusi nad myšlenkou s Vladimirem Sackem, se zdá, že například přístroj s d-e-F korekcí ( tj. společná korekce d a F Fraunhoferovy čáry), může být výrazně lepší, jako všestranný dalekohled než standardní korekce C-e-F, která je vidět ve většině existujících achromátických refraktorech. Pokud by přesunuli korekci směrem k modré části viditelného spektra, tak to může přinést zlepšení výkonu současného achromátu při běžném pozorování. Byl by to jistě zajímavý optický inženýrský projekt!
(Někteří výrobci se již na toto zaměřili, jedním z nich je Istar Optical – poz. překl.)
Závěrem
Co slovo "klasický" vlastně znamená ? Pokud se podíváte do slovníku, bude to nejspíš definováno jako "jednoduchý" , "čistý" nebo " ten”, který má univerzální přitažlivost. Po dotažení této studii ke konci, si nemůžu pomoct, ale vykreslují se mi paralely z plodů v klasickém světě. Staří Římané vyrábí technické a architektonické divy, které svět nikdy předtím neviděl. Leč, přestože měli pouze elementární (podle moderních standardů) znalost vědeckých zásad, se této starověké civilizaci podařilo vybudovat nádherné věci, které obstály ve zkoušce času. To však můžeme plně ocenit jen s odstupem času.
Když jsem nastoupil na tuto cestu s vámi, neměl jsem tušení, kam tato studie povede. Ale teď, na konci cesty, mohu lépe porozumět zkušenostem, které jsem měl s dlouhým dalekohledem. A co víc, jsem v hluboké pokoře před tím, co tento výzkum přinesl. Optické vlastnosti klasického achromátu nejen překročily moje očekávání. Má jasné výhody zejména pokud jde o poskytování více stabilních, velmi kvalitních obrazů jasných objektů v širokém rozsahu pozorovacích podmínek, než zmiňovaný krátkoohniskový apochromát. To není zplozeno jen z teoretického pohledu, to bylo ověřeno v reálném světě se skutečnými dalekohledy.
Tato studie je také v dobrém souladu s historickými záznamy. Koneckonců, pro vizuální pozorovatele, to není nic moc nového pod Sluncem. Vyplatí se si uvědomit, že drtivá většina objektů, které současní amatéři dnes pozorují, byly skutečně objeveny a důkladně charakterizovány vizuálními pozorovateli z minulých generací. A to díky jejich úsilí a nespoutané inspiraci, že budoucí generace se odváží jít ještě dále. Historie sama o sobě svědčí i o vysoké kvalitě optiky , kterou používali, stejně jako vizuální dovednosti, které dokázali s okulárem. Téměř vždy, amatérští astronomové z těchto formujících letech používali dlouhoohniskové přístroje (s malou světelností) pro sledování „božských pokladů v nebeské říši“.
Jak jsme viděli, vyrábět kvalitní achromatický refraktor je mnohem menší konstrukční výzvou než dokonale fungující apochromát. To ale neznamená, že mizerný optik může vyrábět dlouhoohniskový achromát. Jeho velká hloubka ostrosti by nestačila na zmírnění sférické aberace. Rád bych vám připomněl Craig Telescope ( r.v. 1852). Také to neznamená, že dalekohledy s menším F (větší světelností) nemohou podávat srovnatelný výkon a to zejména za dobrých podmínek. Vzhledem k údajům v tabulce 1 to bude jen výrazně těžší.
Budoucnost apochromátu je již zajištěna, ale buďme HLUBOCE demokratičí a znovu posuďme atributy "jednoduchého" koruno/flintového skla. Píši tato slova v nebezpečné době, kdy se budoucnost klasického achromátu zdá nejistá. Pokroky v odlitcích a výpočty nízko-disperzních skel jsou předzvěstí ne úplně, ale jistého odchodu ze skromného koruno/flintového achromátu, na stránky historie, probíjejí se z nedůstojné budoucí existenci v binokulárních dalekohledech, nebo jako "levné" hledáčky nebo hůře, jako antikvariátové trofeje.
Avšak tato studie poukázala na některé významné - a upřímně řečeno nečekané - atributy zachycené v klasickém achromátu, které by mohly mít zřetelný náskok před krátkoohniskovým ED refraktorem a to zejména pokud jde o sledování a měření dvojhvězd.
To je šílený výkon! Ale víte, co se říká, ne? Pravda je někdy podivnější než fikce!
Autorova kniha, Výběr a použití refraktoru (Choosing and Using a Refracting Telescope) je nyní k dispozici u vydavatelství Springer.
Poděkování
Tato práce , prováděná v průběhu několika měsíců, by nemohla být dokončena bez pomoci mnoha lidí .
V první řadě bych chtěl vzdát hold skvělému Vladimiry Sacekovi. Bez jeho velké výuky, porozumění, trpělivost a pozornosti k technickému detailu , by se tato studie nikdy nedostala “ven z bloků”. Děkuji vám za to, že jste měl ve mě důvěru!
Rád bych také rozšířit své upřímné poděkování profesoru Bob Abraham z University z Toronto, emeritní profesoru Iain Nicholson z University z Hertfordshire, Anglie , Alan francouzské ( severní části státu New York ), William Paolini ( Vídeň , Virginie ) a Chris Lord ( Lancashire , Anglie) pro přečtení dřívějších návrhu k pracím a za poskytování pozitivní a užitečné zpětnou vazby.
Musím poděkovat spoustě lidí za vyřešené problémy v oblasti některých testů a zprávy o jejich zjištěních na Cloudy Nights ( CN ) fórum. Zvláštní poděkování věnuji Loren Toole , v Novém Mexiku , Clive Gibbons , Ontario, Kanada , Jim Barnett a Ging - Li Wang Petaluma Kalifornie USA za témata na CN potvrzující tento zajímavý jev . Děkuji také Siegfried Jachmann ( Utah ) , Steve Fisher ( Utah ) , Charles St - George ( Kansas ) , Thomas Jensen ( Bornholm , Dánsko ), Jeff Morgan (Arizona), Andrew Jackson (Sydney, Australia), Erik Bakker (Haren, the Netherlands), John Nanson (Oregon) a Dave Tinning (England).
Rád bych také znovu uveřejnil své zvláštní poděkování Williamu Paolini, je skrz naskrz mužem, který mě podporoval a nabídnul mi svou neutuchající podporu tohoto projektu, i když to vypadalo, že to už nikdo neudělá.
Na závěr bych rád poděkoval Mark Harry (Massachusetts), Jared Wilson (California), Ken Hubal (Ohio) a Mardina Clark (Washington), za zajímavé diskuse a příspěvky. V neposlední řadě, vřele děkuji Richardu Day v Londýně, který postavil dalekohled, který zahájil tisíc otázek. Pokračujte v dobré práci!
