Índice de capítulo nesta janela 151 151 Índice de capítulo em janela separada Este material (incluindo imagens) está protegido por direitos de autor. Veja meu aviso de direitos autorais para práticas de uso justo. Selecione as fotografias para exibir a fonte original em outra janela. Outro poder importante de um telescópio é a sua capacidade de nos fazer ver realmente pequenos detalhes e ver imagens nítidas. Este é o seu poder de resolução. Objetos que estão tão juntos no céu que eles borrar juntos em um único blob são facilmente vistos como objetos separados com um bom telescópio. O poder de resolução é medido no menor ângulo absoluto que pode ser resolvido. O ângulo resolúvel mínimo absoluto (menor detalhe visível) em segundos de arco 252.000 215 (comprimento de onda de observação) / (diâmetro objetivo). O comprimento de onda eo diâmetro devem ser medidos nas mesmas unidades de comprimento (isto é, comprimento de onda e diâmetro objectivo dados em metros ou ambos em nanómetros). Um telescópio com uma segunda resolução de arco seria capaz de ver uma moeda de dez centavos de cerca de 3,7 quilômetros (2,3 milhas) de distância. Os telescópios modernos são capazes de contar o número de linhas no cabelo do presidente Roosevelts em um centavo a essa distância. O desejo é fazer o menor possível. Isto pode ser feito fazendo o comprimento de onda de observação pequeno (por exemplo, usar UV em vez de luz visível) ou tornando o diâmetro objectivo grande. Outra maneira de entendê-lo é quanto mais ondas podem ser acumuladas no objetivo, mais informações o telescópio detecta e, portanto, a imagem mais detalhada é. Um telescópio de 40 centímetros tem duas vezes a resolução de um telescópio de 20 centímetros no mesmo comprimento de onda de observação (para o telescópio de 40 centímetros é a metade do telescópio de 20 centímetros). No entanto, as flutuações na atmosfera geralmente smear imagens em um blob fuzzy cerca de um segundo arco ou mais em toda a resolução de modo que é geralmente limitada à resolução de um telescópio de 12,5 centímetros no chão. Discutirei o efeito de atmosferas nas imagens mais adiante na outra seção e formas que você pode compensar por isso. O desejo de maior poder de resolução é a principal razão pela qual os telescópios de rádio são tão grandes em comparação com os seus equivalentes ópticos. Comprimentos de onda de rádio são grandes para que o telescópio de rádio deve ser grande para obter decente poder de resolução (e também para aumentar a força do sinal das ondas de rádio de baixa energia --- poder de coleta de luz). O telescópio Keck de 10 metros é considerado um telescópio óptico muito grande. No entanto, é facilmente anonimato pelo Telescópio de Rádio de 305 metros de Arecibo ENORME no Observatório de Arecibo. Uma imagem deste telescópio é mostrada à esquerda. Este telescópio foi construído em um vale em forma de tigela natural em Porto Rico. Clicando na imagem irá mostrar o telescópio de outras perspectivas. Outra maneira de aumentar a resolução é conectar telescópios juntos para fazer um interferômetro. As ondas de rádio de um objeto atingem cada telescópio no interferômetro em momentos ligeiramente diferentes, de modo que as ondas estão desafinadas umas com as outras. Conhecendo as distâncias entre os telescópios e como fora de sincronia as ondas são, os sinais podem ser combinados eletronicamente para criar uma imagem de resolução excepcional. A imagem tem a mesma nitidez que uma tomada por um único instrumento que se estendesse de uma extremidade do interferómetro para o outro. O poder de captação de luz é igual à soma dos poderes de captação de luz de cada telescópio individual. Para aprender mais sobre os princípios da interferometria, veja o desenho animado da NASA / JPLs Origins Explorers. Um exemplo espetacular de tal sistema é o Very Large Array mostrado aqui. Este telescópio é feito de 27 pratos de rádio, cada 25 metros de diâmetro, em uma pista em forma de Y. Totalmente estendida, a Very Large Array tem 36 km de diâmetro e tem uma resolução de cerca de um segundo de arco (dependendo do comprimento de onda do rádio). Possui o poder de captação de luz de um telescópio de 130 metros. As vistas aéreas são mostradas abaixo. Outro exemplo é a Austrália Telescope Compact Array fora de Narrabri. Seis pratos de 22 metros podem ser colocados em uma matriz de 6 quilômetros de diâmetro. Um tour fotográfico do site está disponível aqui. O Very Long Baseline Array é um enorme interferômetro que usa dez telescópios colocados em locais do Havaí para as Ilhas Virgens (veja o mapa abaixo). Este telescópio é de 8.600 quilômetros de diâmetro e tem uma resolução de até 0.0002 segundo de arco Com uma resolução cerca de 50 vezes melhor do que o Telescópio Espacial Hubble, é capaz de detectar características tão pequenas como o sistema solar interior no centro da nossa galáxia, Cerca de 27.000 anos-luz de distância. Os astrônomos estão construindo radiotelescópios no espaço que trabalham em conjunto com os radiotelescópios terrestres para fazer interferômetros muito maiores do que a Terra (veja também o site da Orbite VLBI). Outros gigantescos conjuntos de radiotelescópios incluem o Australian Square Kilometer Array Pathfinder (ASKAP), feito de 36 antenas idênticas, cada 12 metros de diâmetro na Austrália Ocidental e a Grande Matriz Milimétrica / submilimétrica (ALMA) de Atacama com uma elevação de mais de 16.500 pés Deserto de Atacama no Chile. ALMA é feito de 33 antenas até agora e aumentará para 66 antenas totais no ano de 2013, com 54 deles 12 metros de diâmetro e 12 deles de 7 metros de diâmetro em uma matriz de 14 quilômetros de diâmetro. Tanto ALMA como ASKAP são grandes projetos internacionais. Os astrônomos também estão agora conectando telescópios ópticos para aumentar seu poder de resolução. Dois exemplos agradáveis são o interferómetro de Keck em Mauna Kea, Havaí eo interferómetro do telescópio muito grande do observatório de Paranal em Cerro Paranal no deserto de Atacama, o Chile do norte. Sites para o Very Long Baseline Array --- uma matriz 8600 km em toda a última atualização: 5 de outubro de 2012 É esta página uma cópia de Strobels Astronomia NotasTelescópio Equações Resolver Poder de um Telescópio Teoria Interferência Padrão Luz, como você pode saber, viaja no Forma de ondas. Quando as ondas passam pela abertura de seu telescópio, a interrupção faz com que as ondas corram entre si. Onde as ondas cruzadas correspondem ao pico ao pico e ao canal para o canal, as ondas se reforçam e ficam brilhantes. Onde os picos de uma onda atingem as calhas do outro, eles se anulam e escurecem. O padrão escuro e claro resultante é chamado de padrão de interferência. Ondas, vindo da esquerda e passando por um buraco. Observe como as ondas que vão direto através do buraco são mais brilhantes, e como o ângulo da linha central vai para cima ou para baixo, você pode ver as ondas ficam alternadamente mais escuras e mais brilhantes. Esse é o padrão de interferência. O buraco representa a abertura de seu telescópio. Airy Disk Assim agora no caso de seu telescópio a abertura circular do telescópio cria um padrão de interferência circular. Devido a este padrão de interferência, quando você faz uma imagem de uma estrela, não foca a um ponto perfeito. Em vez disso, ele se concentra em um disco, e se você definir o seu telescópio de alta ampliação e examinar a imagem com cuidado, você pode ver que há um disco com anéis fracos ao seu redor - este é o padrão de interferência que é causada pela abertura circular Do seu telescópio. Na verdade, este é um padrão de interferência especial e tem um nome especial - o disco Airy - nomeado após Sir George Biddell Airy, um astrônomo inglês que descreveu este padrão matematicamente em 1834. Imagem idealizada do disco Airy PracticeWhat está resolvendo o poder It É a capacidade de um telescópio para ver realmente pequenos detalhes. Neste artigo dou-lhe uma boa compreensão do que o poder de resolução de um telescópio é e eu mostrar-lhe muitas imagens e desenhos. Uma boa explicação para isso seria olhar para uma estrela dupla. Está aqui uma vista de uma estrela dobro através de um telescópio pequeno. Observe como as estrelas são bastante difusas. E ver como eles se misturam Esta nitidez e definição é um bom exemplo do poder de resolução do telescópio. Assim você pôde dizer deixa para usar uma ampliação mais elevada e começá-la mais afiada. Então, aqui temos a mesma estrela dupla com uma maior ampliação. O que aconteceu A imagem ficou maior, mas ainda temos duas bolhas fuzzy sobrepostas como estrelas. A imagem é maior (ampliada), mas a resolução não é melhor. Assim, a ampliação realmente tem muito pouco a ver com a resolução de um telescópio. Uma vez que você alcança um limite de resolução de telescópios você não pode ampliar sua maneira de melhor visualização. Agora vamos dar uma olhada na mesma estrela dupla com um telescópio maior. (Maior em termos de objetivo, tem um maior espelho primário ou lente. Mais duas estrelas, a mesma ampliação como a imagem 1. Você pode ver as estrelas estão a mesma distância, mas eles estão agora separados. A melhor resolução deste telescópio Nos deu uma visão mais nítida e mais detalhada. Pense nisso como a mesma coisa que com televisores. As TVs mais antigas têm apenas tantas linhas de resolução na tela e os novos televisores de alta definição têm muitas linhas mais de resolução. Aqui está uma outra visão com nosso maior telescópio e com uma ampliação maior. Você pode ver que é ampliada, mas as nossas estrelas duplas ainda são naturalmente tipo de fuzzy. Isto é porque há sempre a unidade para telescópios maiores e maiores. Quanto maior o telescópio, melhor e melhor será a resolução Um olhar sobre os aspectos técnicos da resolução de energia Você provavelmente está familiarizado com o comprimento de onda e cores claras. Cores diferentes de luz têm comprimentos de onda diferentes e esses comprimentos de onda são uma parte crítica da resolução. Com um grande comprimento de onda um telescópio só vai reunir uma certa quantidade de luz e isso significa que a resolução será menor. Com um comprimento de onda menor, mais da luz será amostrada e você obterá uma imagem mais nítida. Esta imagem mostra a lente objetiva de nosso telescópio e abaixo dela são dois comprimentos de onda da luz. Este espelho captura 4 ondas no comprimento de onda mais baixo e onze ondas no comprimento de onda mais alto. É fácil ver como um espelho maior captura mais comprimentos de onda e nos dá uma melhor resolução. Também é fácil ver como o telescópio reúne muito menos informações (ondas) nos comprimentos de onda mais baixos para que a resolução não seja tão boa. Resumo: Os comprimentos de onda mais baixos da luz não são resolvidos tão bem quanto os comprimentos de onda mais altos. Este pequeno desenho também nos dá uma boa olhada em por que telescópios maiores têm melhor resolução. Você reúne mais comprimentos de onda e você tem mais informações que lhe dá uma imagem mais nítida e precisa. Mais fatores que afetam a resolução A qualidade do telescópio - Nem todos os telescópios são criados iguais Alguns são simples composto de ótica melhor do que outros. Quanto melhor a óptica mais precisa a informação (luz) que é recolhida e melhor a resolução do telescópio. A atmosfera - também tem um efeito sobre a luz recolhidos. Uma atmosfera turbulenta irá distorcer a luz e dar informações imprecisas. Para um telescópio perfeitamente feito a resolução é medida em algo chamado o ângulo mínimo resolvable em segundos de arco. E a fórmula é composta de uma constante e duas variáveis. A constante é 252.000 e as duas variáveis de que falamos são o comprimento de onda da luz eo diâmetro do telescópio (em centímetros). Aqui está a fórmula: A resolução do telescópio em segundos de arco é 252,00 vezes a Comprimento de onda da luz dividido pelo diâmetro do telescópio. Assim você pode ver que quanto maior o diâmetro do escopo menor o número ou menor o arco que pode ser resolvido. E quanto menor o número, melhor
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