Jump to content
JSC

Apertura vs seeing

Recommended Posts

Zawsze myślałem, że lemingi są zbyt ograniczone by interesować się tak wspaniałą dziedziną nauki jak astronomia, ale jednak się myliłem.

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Naprawdę nie widzieliście nigdy takiego zjawiska?

 

 

ja widziałem nawet gołym okiem - gdy słońce odbija się w pomniejszającym lustrze drogowym jest czasem wystarczająco jasne i wystarczająco punktowe że widać efekty dyfrakcyjne na źrenicy oka!

 

ale jednak w astronomii trudno znaleźć planete na której da się zaobserwować takie lustra lub inne błyszczące przedmioty :P

Share this post


Link to post
Share on other sites

Nie... wystarczy przeczytać "optykę dla początkujących"...

http://zeiss-campus.magnet.fsu.edu/tutorials/basics/numericalapertureimageresolution/indexflash.html

 

Poniżej obrazek złożony z dysków airego. Wbrew temu co twierdzi kol. ZbyT w odpowiednim powiększeniu widać je nawet na płaszczyznach! ..

Można też sobie zobaczyć jak prążki oświetlają tło i tracimy w ten sposób kontrast... Dla osób, które muszą mieć wszystko dokładnie - niektórych prażków nie zauważamy, bo są za słabe, ale one są i tworzą poświatę wraz z innymi.... Naprawdę nie widzieliście nigdy takiego zjawiska?

icAiry.png

Mikroskop nie jest najlepszym porównaniem do teleskopu, bo w mikroskopie oprócz dyfrakcji mamy dodatkowo zjawisko ugięcia światła [prawdopodobnie ugięcie światła powstaje na diafragmie obiektywu mikroskopowego i preparacie, jak się nie mylę],spowodowane to jest małą aperturą obiektywu mikroskopowego ,lecz tą wadę można znacznie zminimalizować stosując odpowiednie podświetlenie preparatu spełniające warunek kohlera.

Natomiast w teleskopie mamy znacznie większą aperturę więc dyfrakcja jest praktycznie pomijalna co do kontrastu,im większa apertura tym mniejsza jest dyfrakcja.,przykładem moze być zobaczenie prążków dyfrakcyjnych gwiazdy ,gdzie ogólnie wiadomo że gwiazda musi być jasna ,trzeba użyć dużego powiększenia i ustawić idealną ostrość.Do tego dochodzi jeszcze dyfrakcja powstająca w okularze ,Wracając do newtona to osobiście się przekonałem co kontrastu obrazu na moim byłym ATM ,sferycznym 150/1500 ,gdzie pierwotnie miałem napylone lustro samym aluminium ,po kilku latach lustro otrzymało nowe pokrycie, lecz już z powłoką zabezpieczającą i tu zauważyłem spadek kontrastu ,i obraz był bardziej mleczny i pogorszyła się nieco ostrość,po prostu miałem wrażenie że ktoś mi podmiemił LG na gorsze ,dopiero po pewnym czasie doszedłem do wniosku że spadek kontrastu był spowodowany pokryciem zabezpieczającym.

Tak więc moim zdaniem kontrast w teleskopie jest bezpośrednio uzależniony od aberracji sferycznej niż dyfrakcji ,oraz od jakości luster jeżeli chodzi o newtona ,pomijam tu LW i pająka

Edited by endriu624
  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites
Zacznijmy od pierwszego artukułu http://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm- prawda czy fałsz - w których miejscach. Rozpatrując po kolei bedzie łatwiej. Czyli przedstaw cytat i napisz - prawda lub fałsz.

 

Podejście z artykułami jest ok. Nie przeczytałem całości tego, co podlinkowałeś, bo jest tego naprawdę sporo (a kiedy pogoda jest taka jak obecnie, szkoda mi czasu na siedzenie przed komputerem), ale wygląda na to że tekst jest rzetelny i (przynajmniej po pobieżnym przeglądnięciu) nie widzę tam żadnych problemów.

Może napisz, co według Ciebie wynika z tego tekstu takiego, co wspierałoby Twoje tezy? Wtedy pominiemy zbędne wątki, co do których wszyscy się zgadzają.

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

ja widziałem nawet gołym okiem - gdy słońce odbija się w pomniejszającym lustrze drogowym jest czasem wystarczająco jasne i wystarczająco punktowe że widać efekty dyfrakcyjne na źrenicy oka!

 

ale jednak w astronomii trudno znaleźć planete na której da się zaobserwować takie lustra lub inne błyszczące przedmioty :P

 

Bo niby dyski airego zależą od wielkosci otworu, ale tak naprawdę inaczej widzimy dysk słabego punktu swietlnego i inaczej silnego. Róznica w postrzeganiu jest ogromna.

Na ponizszym rysunku - na górze - po lewej obraz dysku słabej gwiazdy i po prawej jaśniejszej (jeśli dobrze czytam różnica 4 mag). Otwór ten sam, a wielkosc plamki centralnej dysku wydaje nam się różna i widzimmy więcej prążków (popatrzcie na obraz 3d dysku airego, w którymś z linków dałem nawet symulację, w słabych widzimy czubek stożka, w silnych stożek aż po podstawę). http://www.telescope-optics.net/aberrations_point.htm

 

point2.PNG

@endriu624 - aberracja sferyczna też nam rozwala plamke centralna dysku na bardziej wyraźne prążki - przyjrzyj się powyższej ilustracji. Ilustracje nie są pewnie perfekcyjne, bo przeciez energia prązków nie bierze się znikad - ona się bierze z plamki centralnej, która wówczas przygasa. Oczywiście dyskutujemy i możesz znaleźć równie dobrze inne powody. Ja tylko zwróciłem uwage na zależnosć jasnosci prążków od wszelkiego rodzaju aberracji.

 

A tak poważnie- o co Wam chodzi?

Potrafisz wytłumaczyć, czy w obrazie planety też są ukryte dyski airego?

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Im większa aberracja sferyczna tym więcej widać prązków dyfrakcyjnych na jasnej gwieżdzie ,w ten sposób można wstępnie ocenić dokładność lustra parabolicznego ,licząc ilość widocznych prążków wokół gwiazdy.

W zasadzie dobry obserwator oceni w ten sposób dokładność lustra do 1/6L góra do 1/7L, bo już przy dokładności 1/6L widać tylko dwa prążki wokól gwiazdy a 3 prążek to zależy od percepcji samego obserwatora.

Czyli przy idealnej optyce newtona widać tylko dwa prązki dyfrakcyjne ,i trudno ocenić czy mamy 1/16L czy 1/6L.

Edited by endriu624

Share this post


Link to post
Share on other sites

Tak sobie myślę, nie broniąc JSC bo pewnie mnie nie raz się zetrzemy ;), że jednak pewnym kosztem holuje ten wątek który wartość dydaktyczną ma. Bo co by było gdyby zamiast luźno rzucanych zagadnień była rzeczowa dyskusja? Skończyło by się jak zwykle, postami odpowiedziami na 4 potem 8 a na koniec 16 cytatów, zapętlenie i zagmatwanie aż do śmierci wątku. A tak choć skaczemy tu i tam, to jednak jeśli ktoś chce i ma taką potrzebę to może dane aspekty problemu zgłębić.

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Tak sobie myślę, nie broniąc JSC bo pewnie mnie nie raz się zetrzemy ;), że jednak pewnym kosztem holuje ten wątek który wartość dydaktyczną ma.

 

Nie myslcie tylko, ze ja pozjadałem wszystkie rozumy..., optykiem nie jestem, a nawet lekcji fizyki juz nie pamietam, bo to dawne czasy. Po prostu chciałbym sie dowiedzieć, czy dobrze odczytuje te wszystkie zawiłości optyczne i próbuję, a nawet pragnałbym dowiedziec sie takze czegos od innych, ale nie na zasadzie ślepiej wiary tylko twardych papierów :rtfm: .

Człowiek uczy sie do śmierci i szczerze przyznałbym komus rację, gdyby w wystarczający sposób potrafił ja udowodnić.

 

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

JSC,

 

Pytałeś o to, jak to jest z dyskami Airego i niepunktowymi obiektami (planetami). Na planecie nie zobaczysz dysków Airego, bo obraz planety dawany przez sprzęt optyczny to splot obrazu idealnego z PSF (Point Spread Function, czyli odwzorowanie punktowego obrazu przez sprzęt optyczny) teleskopu. Dla idealnego refraktora PSF będzie miał kształt dysków Airego, w przypadku newtonów (m.in. ze względu na obstrukcję centralną i pająk) PSF jest znacznie bardziej skomplikowany - m.in. z tego właśnie powodu w teleskopach z obstrukcją centralną kontrast jest gorszy.

 

Napisz proszę, o co konkretnie chodziło Ci, kiedy linkowałeś ten: http://www.telescope-optics.net/seeing_and_aperture.htm materiał?

Share this post


Link to post
Share on other sites

Jeśli miałbym wybrać jakis konkretny cytat po dyskusje to może ten?

 

"Also, the tilt error effect is not detrimental at very small apertures (smaller than ~4") where, in average seeing, it causes image to move about randomly as a whole, relatively slowly, without significantly affecting its visual quality. Thus, in this aperture range, the size of seeing error in visual observing is mainly determined by the wavefront roughness component (Eq. 52.2)."

 

@Piotrek Guzik - piszesz, ze na planecie nie zobacze dysków airego - nawet na światełku z Ceres :)? Moim zdaniem dyski airego zapełniaja całą przestrzeń planety. Jedne są mniej wyraźne inne bardziej. Jedne układają się w zbite plamy a inne w linie.

Weźmy pod rozwage linię o szerkości dysku airego... Nie będzie ona miała równoległych prążków? Oczywiscie będą one trudno dostrzegalne bo "wbija sie w tło" ale one tam będą. Taka linię pojmowałbym jako szereg poukładanych jeden za drugim punktowych źródeł swiatła.

 

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Piotrku :)

a tłumacząc z Polskiego na nasze?

 

To ja spróbuje:

 

Krążki Airyego (włącznie z tym najcenniejszym, zerowym, w środku - co jest super OK ) od każdego punktu na plancie można zakładać, że powstają.

Powiedzmy, że leci osobny kwant ;) który na krawędzi teleskopu statystycznie zachowa się jak fala (magia fizyki kwantowej).

 

Tylko te krążki sumują się czyli mamy ich plątaninę i wyjątkowo rzadko zobaczymy je na planecie. Hipoteza owa jest taka: Obraz w urządzeniu pary (obiekt1 obiekt2) = obraz(obiekt1) + obraz(obiekt2)

 

Pozdrawiam

p.s.

Szuu punkt nie musi świecić mocnym światłem i być na krawędzi (i do tego mieszanką dająca biały kolor) żeby "prążkować" w teleskopie.

Skoro watek zmienił charakter na "Dyfrakcja, krążki Airyego i kontrast na planetach" (może warto wydzielić)

tom się odezwał :)

 

Edited by ekolog

Share this post


Link to post
Share on other sites

Jeśli miałbym wybrać jakis konkretny cytat po dyskusje to może ten?

 

"Also, the tilt error effect is not detrimental at very small apertures (smaller than ~4") where, in average seeing, it causes image to move about randomly as a whole, relatively slowly, without significantly affecting its visual quality. Thus, in this aperture range, the size of seeing error in visual observing is mainly determined by the wavefront roughness component (Eq. 52.2)."

 

Ok, ale napisz co konkretnie chcesz tu dyskutować?

 

 

@Piotrek Guzik - piszesz, ze na planecie nie zobacze dysków airego - nawet na światełku z Ceres :)? Moim zdaniem dyski airego zapełniaja całą przestrzeń planety. Jedne są mniej wyraźne inne bardziej. Jedne układają się w zbite plamy a inne w linie.

Weźmy pod rozwage linię o szerkości dysku airego... Nie będzie ona miała równoległych prążków? Oczywiscie będą one trudno dostrzegalne bo "wbija sie w tło" ale one tam będą. Taka linię pojmowałbym jako szereg poukładanych jeden za drugim punktowych źródeł swiatła.

 

 

To co napisałeś, to jest Twoja bardzo luźna interpretacja. Jeśli chodzi o teorię, to jest tak jak napisałem. Obraz niepunktowego obiektu to jest splot PSF z idealnym obrazem. Jeśli jesteś programistą, to możesz to sobie dość łatwo zasymulować (w razie czego mogę coś podpowiedzieć). Oczywiście, jeśli mamy do czynienia z kilkoma punktowymi źródłami światła, to zobaczymy kilka dysków Airego.

 

Co do tej linii, to aby było tak jak napisałeś, musiałaby to być linia w sensie matematycznym, tzn. o zerowej szerokości. Wtedy zamiast dysku Airego zobaczyłbyś linię z prążkami bocznymi.

 

Jeśli chodzi o tę plamkę na Ceres, to jeśli założylibyśmy, że obserwujemy ją spoza atmosfery oraz że jest ona dla naszego teleskopu praktycznie punktowa (a Ceres jest jednocześnie znacznie większa niż zdolność rozdzielcza użytego sprzętu), to plamkę tę zobaczylibyśmy jako dysk, ale bez prążków bocznych, bo zniknęłyby one w przyczynku który do obrazu tworzonego przez teleskop dodawałyby pobliskie obszary.

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Tak konkretnie.

W aspekcie gorszego seeingu obraz obiektu astronomicznego (powiedzmy gwiazdy dla uproszczenia) w aperturach ponizej 4 cali porusza sie cały i wzgledmie wolno, bez wpływu na jego jakość. W aperturach powyzej 4 cali obiekt podzielony jest na komórki (komponenty), które poruszają sie w losowe strony degradując obraz obiektu.

Tak to zrozumiełem z zalinkowanego artykułu.

 

Konkluzja jest taka, ze przy gorszym seeingu (w artykule mowa po wartosci 2 sekund kątowych) obraz w małej aperturze jest lepszy niz w duzej.

W niniejszym wątku spieramy się o to czy to prawda.

 

Druga sprawą jest okreslenie samego seeingu. Co oznacza seeing na poziomie 2 sekund? Jest to rozmiar plamki złożonej z komponentów, czy moze oprócz tego jeszcze jego oscylacja (ruch na boki)? Rozumiem, ze to zalezy od rozmiaru apertury, więc nie mozna chyba dokładnie określic seeingu w stopniach, bo dla kazdego teleskopu bedzie on inny.

 

EDIT te sprawe zostawmy moze jednak na później - bardziej interesujący jest obraz planety w aspekcie dysków airego i interferencji prązków. To jest moim zdaniem absolutna podstawa. Zajmijmy sie moze, tak jak poniżej zasugerował ekolog, linią.

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Dzięki Piotrku, że milcząco zgodziłeś się ze mną (albo że dobrze przetłumaczyłem ten PSF). Też chciałem wspomnieć o tej szerokości zerowej bo taka linia (z krążkami) jest najciekawsza teoretycznie. Był kiedyś taki obrazek już na AP. ;)

Ponieważ czytają nas rzesze osób nie znających angielskiego może coś doedytuj o tym PSF po polsku i jak to kolokwialnie rozumiesz.

Pozdrawiam

Edited by ekolog

Share this post


Link to post
Share on other sites

Tak konkretnie.

W aspekcie gorszego seeingu obraz obiektu astronomicznego (powiedzmy gwiazdy dla uproszczenia) w aperturach ponizej 4 cali porusza sie cały i wzgledmie wolno, bez wpływu na jego jakość. W aperturach powyzej 4 cali obiekt podzielony jest na komórki (komponenty), które poruszają sie w losowe strony degradując obraz obiektu.

Tak to zrozumiełem z zalinkowanego artykułu.

 

Dobrze zrozumiałeś.

 

 

Konkluzja jest taka, ze przy gorszym seeingu (w artykule mowa po wartosci 2 sekund kątowych) obraz w małej aperturze jest lepszy niz w duzej.

W niniejszym wątku spieramy się o to czy to prawda.

 

Ale to już jest Twoja prywatna konkluzja. Ja przynajmniej takiej w tamtym tekście nie widzę. Ten tekst opisuje, jak wygląda obraz dyfrakcyjny punktu. Problem w tym, że obraz dyfrakcyjny punktu w małej aperturze jest znacznie większy niż obraz dyfrakcyjny punktu w aperturze dużej. Seeing sprawi, że obraz z małej apertury będzie "skakał", podczas gdy obraz z dużej apertury rozdzieli się na mniejsze plamki. Jeśli powiększenie będzie to samo, to w małej aperturze zobaczysz dysk Airego, a w dużej aperturze zobaczysz podobnej wielkości "obiekt", tyle ze będzie on miał "dynamiczną wewnętrzną strukturę". Koniec końców, tu i tu rozdzielczość będzie ta sama i ograniczona przez seeing, co napisane jest zresztą w tekście, który linkowałeś:

 

"The speckles, being formed by the energy coming from the fragments of the broken wavefront over the pupil that meet in phase at the points randomly scattered around Gaussian image point, approximate in size diffraction disc (this apply to the brightest, so called first-order speckles; fainter speckles are smaller in size). The diameter of the 1st-order speckles envelope, the bright central core of the entire star image, roughly analogous to the FWHM (Full-Width-at-Half-Maximum) of the PSF of aberration-free diffraction image of an aperture of diameter equal to r0, is approximated by λ/r0 in radians. This means that it is r0, not the aperture, that sets the resolution limit. "

 

Co więcej, w tym samym tekście, w innym miejscu jest napisane jest:

 

While these figures appear rather pessimistic, one should keep in mind that they are only averaged values. Statistically, one of many possible break-down's for the dismal 0.69 wave RMS long-exposure error at (D/r0)=5.7 (for 400mm aperture in 2" seeing) is 1.38 and 0.34 wave, half the time each. Likewise, its short exposure error splits to 0.5 and 0.12 wave RMS. Placing the visual error level roughly in between the two would give 0.94 and 0.23 wave RMS. This means that half the time the image would be a real mess, but the other half it would be significantly better, with the visual Strehl of around 0.35, comparable to little over 1/2 wave P-V of spherical aberration.

 

To jest tuż pod pierwszą tabelką (podającą numerycznie, jak duży jest wpływ seeingu na obraz w różnych aperturach - ten wpływ jest tu policzony jako "błąd" frontu falowego. Gdyby dla różnych apertur wynik był ten sam, oznaczałoby to, że w większej aperturze rozdzielczość jest znacznie lepsza == obraz w takim samym stopniu odbiega id dyfrakcyjnego). W powyższym zdaniu wyraźnie stwierdzone jest, że w większych aperturach obraz będzie momentami znacznie lepszy niż średnio, a średnio rozdzielczość będzie taka sama w dużym teleskopie, jak w niewielkim (tutaj podają 4").

 

 

bardziej interesujący jest obraz planety w aspekcie dysków airego i interferencji prązków. To jest moim zdaniem absolutna podstawa. Zajmijmy sie moze, tak jak poniżej zasugerował ekolog, linią.

 

Ale co jest niejasnego w tym, co napisałem do tej pory? Fakt, że mamy do czynienia ze splotem funkcji przenoszenia (PSF - Point Spread Function), czyli funkcji opisującej, jak nasz układ optyczny obrazuje punkt z idealnym obrazem planetu sprawia, że w efekcie te "interferencje" dadzą tylko i wyłącznie rozmycie obrazu. Co do linii, to też już pisałem. Jeśli będzie ona nieskończenie cienka (przynajmniej w dobrym przybliżeniu), to zobaczymy linię, a obok niej równoległe prążki interferencyjne.

Tyle, że w przypadku planety nie mamy do czynienia ani z nieskończenie cienką linią, ani z pojedynczymi punktami.

 

PSF to jest funkcja opisująca, w jaki sposób układ optyczny obrazuje punktowe źródło światła, tzn. co zobaczymy, jeśli spojrzymy przez nasz układ optyczny (np. teleskop) na punktowe źródło światła (np. na gwiazdę), oczywiście, jeśli pominiemy seeing i tego typu rzeczy. Nie wiem, co tu jeszcze napisać. Dla idealnego refraktora PSF to będzie po prostu dysk Airego razem z bocznymi prążkami.

 

Jeśli źródło jest niepunktowe, to obraz który zobaczymy jest splotem tego PSF. Dla planety, w przypadku idealnego refraktora splot ten będzie w pewnym uproszczeniu sumą nieskończenie wielu dysków Airego pochodzących od nieskończenie wielu punktów, z których składa się idealny obraz planety. Z oczywistych (przynajmniej dla mnie) względów, taki obraz będzie po prostu rozmytym obrazem planety i tyle.

Jeśli dla kogoś nie jest to oczywiste (a potrafi programować), to naprawdę dość łatwo to zrobić (w szczególności w Matlabie, ale i w "normalnych" językach programowania są biblioteki, z których pomocą można to zrobić stosunkowo łatwo). Jak wrócę do Krakowa, to mogę poszukać kodu w Matlabie, który to liczy (gdzie przybliżeniem "idealnego obrazu" planety czy innego obiektu jest jego zdjęcie w niezłej rozdzielczości, a "punktami" są pixele). Dla gwiazd (modelowanych przez piksele) wychodzą piękne dyski Airego dla idealnego refraktora, a nieco bardziej skomplikowane wzory dla Newtona. Obrazy planet wyglądają jakby były po prostu rozmyte.

  • Like 3

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

Dobrze zrozumiałeś.

 

 

 

Ale to już jest Twoja prywatna konkluzja. Ja przynajmniej takiej w tamtym tekście nie widzę. Ten tekst opisuje, jak wygląda obraz dyfrakcyjny punktu. Problem w tym, że obraz dyfrakcyjny punktu w małej aperturze jest znacznie większy niż obraz dyfrakcyjny punktu w aperturze dużej. Seeing sprawi, że obraz z małej apertury będzie "skakał", podczas gdy obraz z dużej apertury rozdzieli się na mniejsze plamki. Jeśli powiększenie będzie to samo, to w małej aperturze zobaczysz dysk Airego, a w dużej aperturze zobaczysz podobnej wielkości "obiekt", tyle ze będzie on miał "dynamiczną wewnętrzną strukturę". Koniec końców, tu i tu rozdzielczość będzie ta sama i ograniczona przez seeing, co napisane jest zresztą w tekście, który linkowałeś:

 

No dobrze, ale nie oglądamy przecież tylko planet, niektórzy rozdzielają gwiazdy podwójne - czy wówczas będzie lepszy do rozdzielenia zdegradowany obraz i porozbijany na części , czy może duży ale w formie regularnego dysku?

Poniżej dwa obrazki, które dawałem już wcześniej, ale może nie każdy je zauważył. Obrazy są wygenerowane w symulatorze wyglądów obiektów astronomicznych w różnych teleskopach. Program ten nosi nazwę Aberrator , jest darmowy i każdy może go sobie sam sciągnąc. Obrazki przedstawiają parkę gwiazd oddalonych od siebie o 2 sekundy łuku przy seeingu okreslonym na 30% (im wyższy procent tym gorszy seeing). Pierwszy obrazek pokazuje te gwiazdy w aperturze 70mm, drugi w aperturze 410mm

 

70mm.jpg

 

410mm.jpg

 

Fałsz czy prawda?

 

 

 

Ale co jest niejasnego w tym, co napisałem do tej pory? Fakt, że mamy do czynienia ze splotem funkcji przenoszenia (PSF - Point Spread Function), czyli funkcji opisującej, jak nasz układ optyczny obrazuje punkt z idealnym obrazem planetu sprawia, że w efekcie te "interferencje" dadzą tylko i wyłącznie rozmycie obrazu. Co do linii, to też już pisałem. Jeśli będzie ona nieskończenie cienka (przynajmniej w dobrym przybliżeniu), to zobaczymy linię, a obok niej równoległe prążki interferencyjne.

Tyle, że w przypadku planety nie mamy do czynienia ani z nieskończenie cienką linią, ani z pojedynczymi punktami.

W takim razie czy np. jasna krawędź tego krateru na czarnym tle http://www.zastavki.com/pictures/1920x1200/2009/Space_Moon_surface_016961_.jpg (w dalszym przebiegu jest ona widoczna nawet jako szereg punktów):nie ma przypadkiem szerokości jednego dysku airego (na samym końcu przebiegu)? Jeśli ma - bo chyba musi mieć - to ma i prążki, jesli ma prążki - nawet niedostrzegalne gołym okiem, tylko wtapiające się w tą czerń, to czyż nie jest ta czerń nimi rozjaśniona? Przyjmijmy nawet że te pozostałości zarysu krateru maja nawet po kilka dysków airego np. tak

Airydisks_sparrow_sqrt.png

Otoczka z prązków przecież bedzie (może nawet niedostrzegalna dla oka) czy masz dwa, czy trzy, czy pięć takich dysków zlanych w jedna plamę (?) Teraz wyobraźmy sobie setki takich niewidocznych prążków, w dodatku ponakładanych na siebie i przecinających sie - nie rozświetlą one (nawet minimalnie) tła? Teraz wyobraźmy sobie nie aż tak skontrastowany obraz, tzn. obraz takiej jasnej krawędzi ale na jaśnieszym tle - nie będzie taka krawędź dawać prążków na tle obok?

Pytanie brzmi: czym tak naprawdę jest kontrast i dlaczego w jednych teleskopach jest lepszy a w innych gorszy - np. tych z obstrukcją centralną. Ja widzę jednyne wytłumaczenie w zaświetlaniu tła prążkami interferencyjnymi. Byc moze się mylę, ale wówczas jakie zjawisko podświetla nam tło powodując spadek kontrastu np. w rzeczonych teleskopach z obstrukcja centralną?

 

Dodatkowo druga teza (a właściwie pytanie) - skoro krawędź ma szerokość jednego dysku, no powiedzmy nawet kilku, to czy będzie ona lepiej widoczna przy słabym seeingu w małym teleskopie w formie dużych dysków ale z wyraźna krawędzią, czy moze w dużym teleskopie w formie zdegradowanej? - patrz wygląd dysków Airego wygenerowanych w programie Aberrator.

 

Ponizej jeszcze raz obrazek krateru dla leniwych

Space_Moon_surface_016961_.jpg

Edited by JSC

Share this post


Link to post
Share on other sites

Dobrze zrozumiałeś.

 

 

Ale to już jest Twoja prywatna konkluzja. Ja przynajmniej takiej w tamtym tekście nie widzę. Ten tekst opisuje, jak wygląda obraz dyfrakcyjny punktu. Problem w tym, że obraz dyfrakcyjny punktu w małej aperturze jest znacznie większy niż obraz dyfrakcyjny punktu w aperturze dużej. Seeing sprawi, że obraz z małej apertury będzie "skakał", podczas gdy obraz z dużej apertury rozdzieli się na mniejsze plamki. Jeśli powiększenie będzie to samo, to w małej aperturze zobaczysz dysk Airego, a w dużej aperturze zobaczysz podobnej wielkości "obiekt", tyle ze będzie on miał "dynamiczną wewnętrzną strukturę". Koniec końców, tu i tu rozdzielczość będzie ta sama i ograniczona przez seeing, co napisane jest zresztą w tekście, który linkowałeś:

 

"The speckles, being formed by the energy coming from the fragments of the broken wavefront over the pupil that meet in phase at the points randomly scattered around Gaussian image point, approximate in size diffraction disc (this apply to the brightest, so called first-order speckles; fainter speckles are smaller in size). The diameter of the 1st-order speckles envelope, the bright central core of the entire star image, roughly analogous to the FWHM (Full-Width-at-Half-Maximum) of the PSF of aberration-free diffraction image of an aperture of diameter equal to r0, is approximated by λ/r0 in radians. This means that it is r0, not the aperture, that sets the resolution limit. "

 

W sytuacji, gdy ogranicza seeing. Stosując takie samo powiększenie, chcąc uzyskać taką samą wielkość dysku Airego.

Obraz będzie w 4" i powiedzmy w 20" taki sam ? Czy jednak w dużej aperturze będzie miał "dynamiczną strukturę" ?

Teoretycznie powinien być taki sam ?!

 

 

Co więcej, w tym samym tekście, w innym miejscu jest napisane jest:

 

While these figures appear rather pessimistic, one should keep in mind that they are only averaged values. Statistically, one of many possible break-down's for the dismal 0.69 wave RMS long-exposure error at (D/r0)=5.7 (for 400mm aperture in 2" seeing) is 1.38 and 0.34 wave, half the time each. Likewise, its short exposure error splits to 0.5 and 0.12 wave RMS. Placing the visual error level roughly in between the two would give 0.94 and 0.23 wave RMS. This means that half the time the image would be a real mess, but the other half it would be significantly better, with the visual Strehl of around 0.35, comparable to little over 1/2 wave P-V of spherical aberration.

 

To jest tuż pod pierwszą tabelką (podającą numerycznie, jak duży jest wpływ seeingu na obraz w różnych aperturach - ten wpływ jest tu policzony jako "błąd" frontu falowego. Gdyby dla różnych apertur wynik był ten sam, oznaczałoby to, że w większej aperturze rozdzielczość jest znacznie lepsza == obraz w takim samym stopniu odbiega id dyfrakcyjnego). W powyższym zdaniu wyraźnie stwierdzone jest, że w większych aperturach obraz będzie momentami znacznie lepszy niż średnio, a średnio rozdzielczość będzie taka sama w dużym teleskopie, jak w niewielkim (tutaj podają 4").

 

Duży i mały - średnio rozdzielczość będzie taka sama ?! Ogranicza nas seeing ?! Dobrze zrozumiałem ?

 

 

 

Ale co jest niejasnego w tym, co napisałem do tej pory? Fakt, że mamy do czynienia ze splotem funkcji przenoszenia (PSF - Point Spread Function), czyli funkcji opisującej, jak nasz układ optyczny obrazuje punkt z idealnym obrazem planetu sprawia, że w efekcie te "interferencje" dadzą tylko i wyłącznie rozmycie obrazu. Co do linii, to też już pisałem. Jeśli będzie ona nieskończenie cienka (przynajmniej w dobrym przybliżeniu), to zobaczymy linię, a obok niej równoległe prążki interferencyjne.

Tyle, że w przypadku planety nie mamy do czynienia ani z nieskończenie cienką linią, ani z pojedynczymi punktami.

 

PSF to jest funkcja opisująca, w jaki sposób układ optyczny obrazuje punktowe źródło światła, tzn. co zobaczymy, jeśli spojrzymy przez nasz układ optyczny (np. teleskop) na punktowe źródło światła (np. na gwiazdę), oczywiście, jeśli pominiemy seeing i tego typu rzeczy. Nie wiem, co tu jeszcze napisać. Dla idealnego refraktora PSF to będzie po prostu dysk Airego razem z bocznymi prążkami.

 

Jeśli źródło jest niepunktowe, to obraz który zobaczymy jest splotem tego PSF. Dla planety, w przypadku idealnego refraktora splot ten będzie w pewnym uproszczeniu sumą nieskończenie wielu dysków Airego pochodzących od nieskończenie wielu punktów, z których składa się idealny obraz planety. Z oczywistych (przynajmniej dla mnie) względów, taki obraz będzie po prostu rozmytym obrazem planety i tyle.

Jeśli dla kogoś nie jest to oczywiste (a potrafi programować), to naprawdę dość łatwo to zrobić (w szczególności w Matlabie, ale i w "normalnych" językach programowania są biblioteki, z których pomocą można to zrobić stosunkowo łatwo). Jak wrócę do Krakowa, to mogę poszukać kodu w Matlabie, który to liczy (gdzie przybliżeniem "idealnego obrazu" planety czy innego obiektu jest jego zdjęcie w niezłej rozdzielczości, a "punktami" są pixele). Dla gwiazd (modelowanych przez piksele) wychodzą piękne dyski Airego dla idealnego refraktora, a nieco bardziej skomplikowane wzory dla Newtona. Obrazy planet wyglądają jakby były po prostu rozmyte.

Ciekawy jestem tej funkcji na rozmycie obrazu w dużym reflektorze. Będzie widać od jakich parametrów, zależy rozmycie. Własność układu optycznego + seeing ?!

Edited by m_jq2ak

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

No dobrze, ale nie oglądamy przecież tylko planet, niektórzy rozdzielają gwiazdy podwójne - czy wówczas będzie lepszy do rozdzielenia zdegradowany obraz i porozbijany na części , czy może duży ale w formie regularnego dysku?

Poniżej dwa obrazki, które dawałem już wcześniej, ale może nie każdy je zauważył. Obrazy są wygenerowane w symulatorze wyglądów obiektów astronomicznych w różnych teleskopach. Program ten nosi nazwę Aberrator , jest darmowy i każdy może go sobie sam sciągnąc. Obrazki przedstawiają parkę gwiazd oddalonych od siebie o 2 sekundy łuku przy seeingu okreslonym na 30% (im wyższy procent tym gorszy seeing). Pierwszy obrazek pokazuje te gwiazdy w aperturze 70mm, drugi w aperturze 410mm

 

attachicon.gif70mm.jpg

 

attachicon.gif410mm.jpg

 

Fałsz czy prawda?

 

Z dobrym przybliżeniem prawda (choć obraz z dużego lustra powinien być znacznie jaśniejszy). Tyle, że niczego konkretnego te obrazki nie dowodzą. Obrazki te przedstawiają z grubsza jak średnio wygląda taki obraz . Oczywiście, aby w teleskopie wyglądało to tak jak na obrazku, to musielibyśmy używać powiększeń rzędu 1000x. W praktyce (chyba) nikt takich nie stosuje. No i oczywiście obrazki, które tu przedstawiłeś to "stopklatki". Na tych stopklatkach rozdzielczość obrazu będzie z grubsza ta sama (zauważ, że w jednym jak i drugim przypadku bez trudu wskażemy kąt pozycyjny składników, nie rozdzielimy ich jednak w sensie dwóch oddzielnych obiektów przedzielonych "ciemną szczeliną".

W praktyce sytuacja zmienia się dynamicznie i te plamki, z których składa się obraz z dużego lustra "mrugają". Co więcej, rozmiar obszaru, w którym się one znajdują zmienia się i momentami te dwie gwiazdy będą nawet ładnie rozdzielone (z ciemną przerwą między nimi), podczas gdy w małym refraktorze pozostaną cały czas dwoma "sklejonymi" krążkami.

 

 

 

 

W takim razie czy np. jasna krawędź tego krateru na czarnym tle http://www.zastavki.com/pictures/1920x1200/2009/Space_Moon_surface_016961_.jpg (w dalszym przebiegu jest ona widoczna nawet jako szereg punktów):nie ma przypadkiem szerokości jednego dysku airego (na samym końcu przebiegu)? Jeśli ma - bo chyba musi mieć - to ma i prążki, jesli ma prążki - nawet niedostrzegalne gołym okiem, tylko wtapiające się w tą czerń, to czyż nie jest ta czerń nimi rozjaśniona? Przyjmijmy nawet że te pozostałości zarysu krateru maja nawet po kilka dysków airego np. tak

Airydisks_sparrow_sqrt.png

 

 

Po pierwsze krater nie jest ani punktowy, ani jego krawędź nie jest linią (w sensie matematycznym, ani nawet w dobrym przybliżeniu).

 

 

Otoczka z prązków przecież bedzie (może nawet niedostrzegalna dla oka) czy masz dwa, czy trzy, czy pięć takich dysków zlanych w jedna plamę (?) Teraz wyobraźmy sobie setki takich niewidocznych prążków, w dodatku ponakładanych na siebie i przecinających sie - nie rozświetlą one (nawet minimalnie) tła? Teraz wyobraźmy sobie nie aż tak skontrastowany obraz, tzn. obraz takiej jasnej krawędzi ale na jaśnieszym tle - nie będzie taka krawędź dawać prążków na tle obok?

Pytanie brzmi: czym tak naprawdę jest kontrast i dlaczego w jednych teleskopach jest lepszy a w innych gorszy - np. tych z obstrukcją centralną. Ja widzę jednyne wytłumaczenie w zaświetlaniu tła prążkami interferencyjnymi. Byc moze się mylę, ale wówczas jakie zjawisko podświetla nam tło powodując spadek kontrastu np. w rzeczonych teleskopach z obstrukcja centralną?

 

Z grubsza jest właśnie tak jak piszesz - operacja splotu, o której pisałem wcześniej, zadziała właśnie tak, że "rozmyje" idealny obraz, właśnie przez "dodawanie prążków bocznych" do każdego punktu. Ze względu, że tych "prążków" będzie nieskończenie wiele i będą one upakowane nieskończenie gęsto, to zamiast nich pozostanie dodatkowa "poświata", która będzie pogarszać kontrast.

Jeśli chodzi o kontrast, to tu jest miejsce na inną dyskusję. Kontrast w newtonie jest gorszy ze względu na obstrukcję (centralną oraz tę od pająka). Ze względu na tę obstrukcję, w obrazie dyfrakcyjnym (PSF) mamy mniej światła w centralnym krążku, a więcej w strukturach go otaczających (które w przypadku takiego teleskopu nie są już symetrycznymi prążkami). Dodatkowo w teleskopie zwierciadlanym chyba większym problemem niż w refraktorze jest kurz, który powoduje jeszcze dodatkowy spadek kontrastu. Z tego powodu jeśli będziemy patrzeć przez dobrej jakości refraktor i przez newtona o takiej samej średnicy, to oczywistym jest, że lepszy obraz dostaniemy w refraktorze.

 

 

Dodatkowo druga teza (a właściwie pytanie) - skoro krawędź ma szerokość jednego dysku, no powiedzmy nawet kilku, to czy będzie ona lepiej widoczna przy słabym seeingu w małym teleskopie w formie dużych dysków ale z wyraźna krawędzią, czy moze w dużym teleskopie w formie zdegradowanej? - patrz wygląd dysków Airego wygenerowanych w programie Aberrator.

 

Jeśli szerokość takiego krateru ma szerokość wielokrotnie mniejszą od dysku Airego, to w teleskopie będzie mieć szerokość równą rozmiarowi dysku Airego i przy odpowiednich warunkach (dookoła zupełnie czarno, a krawędź ekstremalnie jasna) być może udałoby się zobaczyć obok tej krawędzi prążki boczne. Jeśli ten brzeg ma szerokość równą szerokości jednego dysku Airego, to w teleskopie będzie miał szerokość mniej więcej dwukrotnie większą, a prążki boczne zleją się w delikatną poświatę ciągnącą się wzdłuż tej krawędzi (raczej zbyt słabą, aby dało się ją dostrzec). W dużym teleskopie różnica będzie taka, że obraz tej krawędzi będzie "falował", to znaczy będzie dynamicznie zniekształcany. Co więcej, momentami to falowanie będzie mniejsze, w efekcie czego rozdzielczość będzie lepsza niż w refraktorze. Każdy kto choć raz patrzył na Księżyc przez dużego newtona w dużym powiększeniu (200x - 300x) powinien doskonale wiedzieć, jak to wygląda.

 

 

 

W sytuacji, gdy ogranicza seeing. Stosując takie samo powiększenie, chcąc uzyskać taką samą wielkość dysku Airego.

Obraz będzie w 4" i powiedzmy w 20" taki sam ? Czy jednak w dużej aperturze będzie miał "dynamiczną strukturę" ?

Teoretycznie powinien być taki sam ?!

 

Zdecydowanie nie taki sam. To znaczy będzie tej samej wielkości, ale w 20" będzie około 25x jaśniejszy, a do tego będzie miał tę "dynamiczną strukturę".

 

 

 

Duży i mały - średnio rozdzielczość będzie taka sama ?! Ogranicza nas seeing ?! Dobrze zrozumiałem ?

Jeśli chodzi o rozdzielczość, to przez większość czasu seeing ogranicza nas do tego, co może pokazać teleskop o średnicy 10 - 15 cm. Oczywiście seeing jest zmienny i nawet wtedy, kiedy średnio jest niezbyt dobry, to pojawiają się momenty, kiedy jednak duży teleskop "pokazuje pazury" w kwestii rozdzielczości.

 

 

 

Ciekawy jestem tej funkcji na rozmycie obrazu w dużym reflektorze. Będzie widać od jakich parametrów, zależy rozmycie. Własność układu optycznego + seeing ?!

 

Ta funkcja, o której pisałem to jest "funkcja przenoszenia" układu optycznego, więc z seeingiem nie ma ona nic wspólnego. Pokazuje ona tylko i wyłącznie to, co z punktowym źródłem światła robi nasz teleskop. W newtonie ze "zwykłym" pająkiem do dysku Airego i prążków bocznych dochodzą jeszcze "spajki" itp. Całość liczy się przy pomocy transformaty Fouriera. Analityczną formę ma chyba tylko PSF dla kołowej apertury (idealny refraktor).

  • Like 1

Share this post


Link to post
Share on other sites

Fałsz czy prawda?

 

"Mój Aberrator" dla 70mm i 400mm teleskopu generuje zgoła inny obraz:

 

70.jpg

400.jpg

turb_0.1.jpg

Share this post


Link to post
Share on other sites

Fałsz czy prawda?

 

"Mój Aberrator" dla 70mm i 400mm teleskopu generuje zgoła inny obraz:

 

 

Ustawiłeś znacznie lepszy seeing, stąd zupełnie inny obraz.

 

Share this post


Link to post
Share on other sites

 

Ustawiłeś znacznie lepszy seeing, stąd zupełnie inny obraz.

 

Dla turbulencji 0.3 RMS obraz Jowisza w Syncie wygląda jak niżej! Często macie tak słaby seeing?

0.3 RMS.jpg

Share this post


Link to post
Share on other sites

Nawiasem mówiąc parka o separacji 2.6" w 70mm i turbulencji 0.3RMS wygląda tak:

Przykro mi to pisać ale uważam, że Kolega JSC manipuluje programem tak by udowodnić swoje tezy..

70mm 0.3 RMS.jpg

Edited by misiowaty

Share this post


Link to post
Share on other sites

Dla turbulencji 0.3 RMS obraz Jowisza w Syncie wygląda jak niżej! Często macie tak słaby seeing?

 

Od marca kiedy mam 8 cali chyba 2 razy ;)

Share this post


Link to post
Share on other sites

Misiowaty,

 

Dla turbulencji 0.3 RMS obraz Jowisza w Syncie wygląda jak niżej! Często macie tak słaby seeing?

 

 

Nawiasem mówiąc parka o separacji 2.6" w 70mm i turbulencji 0.3RMS wygląda tak:

Przykro mi to pisać ale uważam, że Kolega JSC manipuluje programem tak by udowodnić swoje tezy..

 

A czy wiesz, co to znaczy "turbulencja 0.3 RMS"? Przy tym samym seeeingu dla różnych apertur wartość ta będzie różna. Im większa apertura, tym większy RMS dla tego samego seeingu.

 

Zanim oskarżysz kogoś o manipulacje, to trzeba się dobrze zastanowić, czy są ku temu podstawy...

Share this post


Link to post
Share on other sites

Join the conversation

You can post now and register later. If you have an account, sign in now to post with your account.

Guest
Reply to this topic...

×   Pasted as rich text.   Paste as plain text instead

  Only 75 emoji are allowed.

×   Your link has been automatically embedded.   Display as a link instead

×   Your previous content has been restored.   Clear editor

×   You cannot paste images directly. Upload or insert images from URL.


×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.