Koma w teleskopach Newtona c.d.

Jak pisaliśmy w poprzedniej części artykułu, w światłosilnym teleskopie Newtona żaden okular nie zapewni pola widzenia wizualnie wolnego od komy, a nawet w tych „ciemnych” ich wybór jest mocno ograniczony. Jest to przeciwstawne z tym, co często mówi się o popularnych ostatnio seriach okularów 82-stopniowych czy 100-stopniowych. Takie okulary nie usuwają i nie redukują komy zwierciadła głównego, a wręcz wzmacniają jej widoczność poprzez duży rozmiar kątowy obrazu i świetną korekcję własnych wad na brzegach. Po umieszczeniu w teleskopie Newtona o światłosile F/4.5 choćby najtańszego korektora komy (np. Baader MPCC mk III) osiąga się szokującą poprawę walorów obrazu i ciężko później jest powrócić do poprzedniego stylu obserwacji. Kolejną korzyścią z posiadania korektora komy jest fakt, że przy próbach astrofotografii będzie można od razu uzyskać punktowe gwiazdy. Na co więc zwracać uwagę przy wyborze korektora komy?

 

1. Budowa optyczna korektora

 

Na rynku obecne są trzy podstawowe typy korektorów komy. Pierwszym, najtańszym, jest korektor typu Ross’a, składający się z dwóch, rozdzielonych, pojedynczych elementów optycznych. Jeden z nich zwykle jest dodatni, drugi – ujemny. Ogromną zaletą takich korektorów jest mała długość, niska waga oraz wysoka transmisja światła. Prosta budowa optyczna skutkuje odpornością na nieosiowe ustawienie względem osi optycznej. Korektory Ross’a z reguły nie zmieniają powiększenia teleskopu. Zalety prostego układu optycznego są niestety obarczone wprowadzeniem aberracji sferycznej, objawiającej się zmiękczeniem obrazu przy powiększeniach planetarnych. Na szczęście, w obserwacjach ze źrenicami wyjściowymi powyżej 2 mm, aberracja ta pozostaje całkowicie niewidoczna, tak jak koma korygowana w szerokim zakresie od F/3.5 do F.5.

Innym typem korektora komy jest układ dwóch dubletów achromatycznych, umieszczonych w odstępie kilkudziesięciu mm. Pierwszy dublet od strony zwierciadła jest ujemny i ma za zadanie odpowiednią korekcję wad optycznych, drugi, dodatni, tworzy skorygowany obraz. Niewątpliwą zaletą tego układu jest brak aberracji sferycznej, co gwarantuje ostre jak brzytwa obrazy detali planetarnych w całym polu widzenia krótkoogniskowych okularów. Niestety, jest to okupione wprowadzeniem dodatkowego powiększenia, tzw. efektu Barlowa, na poziomie kilku-kilkunastu %, co jest nieodzowne aby skorygować aberrację sferyczną w tego typu układzie. Oznacza to tyle, że okular o ogniskowej 31 mm po zastosowaniu takiego korektora staje się okularem 26 mm, a przecież pole widzenia w dużym Newtonie jest dobrem deficytowym. Jeśli korektor dubletowy nie wprowadza efektu Barlowa, najprawdopodobniej również będzie on obarczony aberracją sferyczną, a także będzie bardzo niewygodny w zastosowaniu, gdyż ze względu na sporą długość, będzie potrzebny bardzo duży zapas wsuwu wyciągu okularowego.

Ostatnim typem korektora komy jest korektor typu Wynne’a. Składa się on z trzech, pojedynczych elementów optycznych, zewnętrznych dodatnich i środkowego elementu ujemnego. Takie korektory zapewniają perfekcyjną korekcję komy w szerokim polu widzenia dla luster o światłosile nawet F/3, przy czym nie wprowadzają żadnych wad własnych i co ważne, nie posiadają efektu Barlowa. Wady takich korektorów są za to poważne. Przede wszystkim, znaczna długość zespołu optycznego rzędu 150 mm i bardzo silne krzywizny soczewek, co skutkuje bardzo dużą podatnością na wszelkie błędy wykonania i nieosiowości. Z tych właśnie powodów, są to korektory bardzo kosztowne, wręcz elitarne.

Korektor typu Rowe jest dość oryginalny i rzadko o nim się wspomina, gdyż optymalizacja tego układu ma na celu osiągnięcie bardzo dużego backfocus’a aż 90 mm. Jakość korekcji jest jednak niższa niż w przypadku korektora Rossa.

 

2. Backfocus (odległość robocza)

 

Korektor komy, należy umieścić w określonej odległości od płaszczyzny obrazu. Odległość ta, w zależności od modelu, wynosi od 55 do 90 mm. 55 mm jest wystarczającą odległością, optymalną ze względu na głębokość osadzenia matrycy w korpusie lustrzanki DLSR i na 10-mm grubość T-adapterów. Większe odległości robocze mogą przydać się przy stosowaniu off-axis guiderów, lecz wtedy wzrasta ryzyko powstawania ugięć.

 

3. Średnica skorygowanego obrazu i winietowanie

 

Wszystkie korektory komy dostępne na rynku są w stanie „obsłużyć” w pełni sensory APS-C, zapewniając bardzo dobrą korekcję i 100% oświetlenia pola obrazu o średnicy 36 mm. Niestety, tylko nieliczne (i bardzo kosztowne) korektory Wynne’a 2,5” i 3” są w stanie idealnie współpracować z sensorami pełnoklatkowymi.

 

4. In-focus (głębokość ogniskowania)

 

Zwyczajne umieszczenie korektora komy na drodze promieni światła w układzie zwierciadlanym Newtona nie oznacza od razu, że cały system zadziała. Elementy optyczne korektora komy zmieniają backfocus całego teleskopu, z reguły wysuwając go z tubusa o kilka-kilkanaście mm, a sam korektor posiada jedno, jedyne, właściwe położenie względem zwierciadła teleskopu.

Sytuacja komplikuje się nieco, jeśli korektor komy posiada tzw. „visual back”, czyli inaczej adapter 2” do mocowania okularów. Aby korekcja komy była nienaganna, backfocus korektora komy musi pokrywać się z diafragmą okularu z dokładnością ok. +/- 1 mm. Niestety, co okular, to inna pozycja diafragmy względem tulei mocującej okularu i rzadko kiedy jest ona „przepisowo” umieszczona na początku tulei mocującej. Dobrze, jeśli visual back posiada regulowaną wysokość. Mając okular o znanej pozycji diafragmy można ustawić go właściwie w takim korektorze, a następnie jednorazowo wyregulować ostrość wyciągiem okularowym, po czym nie dotykamy więcej pokręteł w wyciągu. Po każdej wymianie okularu ostrość dostosowujemy regulacją wysokości visual back-a w korektorze. Jeśli nasz korektor nie posiada regulowanego akcesorium do obserwacji wizualnych, jakość jego pracy będzie daleka od satysfakcjonującej, gdyż pozycja okularu będzie najprawdopodobniej ustalona na wysokość diafragmy pokrywającą się z początkiem tulei.

 

Rys. 1: Przykład korektora z regulowanym visual back’iem (Tele Vue Paracorr II).

 

W zastosowaniach wizualnych, szeroka obudowa korektora komy z visual backiem mieszczącym w sobie tuleję okularu wymusza znaczne wsunięcie wyciągu w głąb tubusa, czasem nawet o 25 mm. Z tego powodu, po doposażeniu teleskopu w korektor komy, konieczna jest regulacja ostrości wyciągiem w dół i może zdarzyć się, że ostrości nie będzie można ustawić wcale, gdy teleskop posiada skromny backfocus (a tak najczęściej jest w przypadku „wizualnych” Newtonów). Wiele korektorów na szczęście posiada budowę modularną, co warto uwzględnić przy ich wyborze.

 

Rys. 2: Przykład modularnego korektora komy (Baader MPCC mk III).

 

5. Połączenia gwintowe z akcesoriami.

 

Modularna budowa korektora komy pozwala na rozebranie go do postaci prostego cylindra o średnicy zewnętrznej maks. 2” (50,8 mm) z zespołem soczewek korygujących, które w całości mieszczą się wewnątrz tulei wyciągu. Na końcu takiego cylindra zazwyczaj będą znajdowały się dwa rodzaje gwintów. Zarówno męski M42x0.75, zwany inaczej gwintem T-2, jak i gwint M48x0.75, inaczej zwany filtrowym, 2-calowym. To uniwersalne zestawienie połączeń pozwoli zarówno na podłączenie do korektora akcesoriów fotograficznych (T-ringi, ekstendery, kamery CCD) jak i filtrów 2” oraz tulei okularowych. Tak, za pomocą odpowiednich przedłużek, np. Baader Finetuning ring 14 i 28 mm oraz pustych opraw filtrowych 2”, można dorobić we własnym zakresie przedłużkę tulei okularu i zamontować do niej korektor na stałe i to od razu we właściwej odległości. W zasadzie, po takim „upgrade” okularu, zjawisko komy przestaje być dokuczliwe w codziennych obserwacjach teleskopami o światłosile do F/4 włącznie. Jeśli korektora nie da się „rozebrać” do postaci, kiedy to w całości mieści się w wyciągu, nie warto zaprzątać sobie głowy takim rozwiązaniem, bo w praktyce taki korektor okaże się bardzo trudny, bądź niemożliwy do właściwego ustawienia.

Dla krytycznych obserwacji drogim zestawem okularów w jasnym Newtonie może być pomocny zakup 2-3 różnego typu korektorów o takiej właśnie, modularnej budowie i sprzęgnięcie ich na stałe z okularami krótko i długoogniskowymi, mając na uwadze ich wady i jednocześnie wykorzystując zalety. Na przykład, śmiało można zastosować korektor Rossa z okularami szerokokątnymi, gdyż aberracja sferyczna przy małych i średnich powiększeniach jest niewidoczna, a pole widzenia nie będzie niepotrzebnie zawężane przez efekt Barlowa znany z dubletowych korektorów. Z drugiej strony, korektor typu dublet – dublet stworzy doskonałe narzędzie obserwacji planetarnych z krótkoogniskowym okularem, świetnie korygując komę w całym polu widzenia, a dodatkowo jeszcze zwiększy nieco powiększenie. Rozwiązanie tego typu jest wciąż tańsze, niż jeden, referencyjnej klasy korektor komy z regulowanym visual backiem. Na koniec, jeśli pomyślimy jeszcze o tzw. parfokalizacji zestawu naszych, pomysłowo skorygowanych pod kątem komy okularów, uwolnimy się całkowicie od problemu zmienności punktu ogniskowania lub brakiem wystarczającego backfocusa w teleskopie Newtona.

 

Tab. 1: Porównanie najpopularniejszych korektorów komy

Korektor:

Typ:

Backfocus:

Krotność:

Modularny?

Baader MPCC III

Ross modyf.

55 mm

1,00x

TAK

Baader RCC1

Rowe

90 mm

1,00x

TAK

DO-GSO korektor komy

Dublet + dublet

75 mm

1,10x

TAK

Sky-Watcher F/5 korektor komy

Ross

55 mm

0,90x

NIE

Sky-Watcher F/4 aplanatyczny

Dublet + dublet

55 mm

1,00x

NIE

TeleVue Paracorr II

Dublet + dublet

75 mm

1,15x

TAK

  

Kategoria: Astronomia, Poradnik
Skomentuj

Koma w teleskopach Newtona

Od strony optycznej, niewątpliwą wadą teleskopów Newtona jest aberracja optyczna zwana komą. Jest to wada pozaosiowa, występująca jedynie w przypadku nieosiowego padania światła na lustra wklęsłe i dotyczy wyłącznie obrazu pozaosiowego. Podczas tworzenia obrazu w teleskopie zwierciadlanym, równoległe promienie światła natrafiają na przeciwległe brzegi lustra o określonej krzywiźnie. O ile w przypadku wiązki światła równoległej do osi optycznej (zwierciadła) krzywizny po przeciwnych stronach osi optycznej zawsze są identyczne, to dla promieni pozaosiowych krzywizna „widziana” przez każdy promień ulega zmianie. Różne krzywizny w przekroju wiązki oznaczają różne ogniskowe dla różnych partii wiązki. Z tego powodu, często określa się komę jako wada zmienności powiększenia w funkcji apertury. Dla żadnej z wiązek pozaosiowych, nie istnieje więc jeden konkretny punkt ogniskowania, co uwidacznia poniższy rysunek:

 

Rys. 1: Geometryczne odwzorowanie aberracji komatycznej.

 

Natężenie aberracji komatycznej rośnie proporcjonalnie do odległości obrazu od osi optycznej. Wielkość komy silnie zależy też od światłosiły: W przypadku kątowego pola widzenia koma przyrasta do kwadratu światłosiły, z kolei w przypadku pola liniowego – aż do jej sześcianu!

 

Rys. 2: Symulacja widoku Plejad w Newtonie F/4 ze skorygowaną komą i w teleskopie nieskorygowanym.

 

Aby opisać i zrozumieć widoczność komy w teleskopie musimy wprowadzić do uporządkowanego świata geometrii zjawiska dyfrakcji. Otóż dyfrakcja występująca w teleskopach ogranicza minimalny kątowy rozmiar aberracji komatycznej, jaki może zostać odwzorowany w teleskopie do rozmiaru większego niż krążek Airego (rys. poniżej).

 

Rys. 3: Geometryczna symulacja komy zwierciadła parabolicznego.

 

Gdy okular teleskopu odwzorowuje krażek Airego o polu widzenia 1 minuty kątowej, nie oznacza to, że koma większa od tej wartości automatycznie zostanie zaobserwowana. Ludzkie oko potrzebuje dużo więcej, niż tylko graniczną 1 minutę kątową, aby dostrzec kształt komy. W praktyce, aby koma mogła zostać dostrzeżona w okularze, powinna mieć długość powyżej 3 minut kątowych, choć dostrzegalność komy w realnych warunkach zależy od wielu czynników, np. od seeingu, kolimacji i jakości okularu. Istnieje jednak uproszczenie, pomocne do obliczania pole widzenia wizualnie wolnego od komy w teleskopie Newtona:
 
 
D [mm] = 0,066 x (F)^3.

 

gdzie D – liniowe pole widzenia, F – światłosiła zwierciadła

 

Okazuje się, że w teleskopie o światłosile F/6 pole widzenia wizualnie wolne od komy wynosi 14,2 mm, natomiast w teleskopie F/4,7 już tylko 6,85 mm.
 
Dla obserwatora wizualnego ważniejsza jednak jest nie liniowa, lecz kątowa wielkość obrazu wizualnie wolna od komy. Z racji liniowego wzrostu komy w funkcji odległości od osi optycznej, kątowy rozmiar obrazu wolnego od tej wady nie powinien zmieniać się w funkcji zmian powiększenia w teleskopie o danej światłosile. Co więcej, aberracje własne na brzegu pola widzenia większości okularów astronomicznych są z reguły sporo większe, niż 3 minuty kątowe, dzięki czemu kryterium można „poluźnić” do 6”. Dzięki temu oraz po kilku przekształceniach trygonometrycznych, uzyskujemy kolejną prostą zależność pola widzenia wolnego od komy: D [stopnie] = F^2. Można przedstawić to w formie czytelnej tabeli:

 

Światłosiła reflektora Newtona

Pole widzenia wolne od komy

Okulary oferujące pole wizualnie wolne od komy

F/4

16°

-

F/5

25°

-

F/6

36°

Okulary ortoskopowe

F/7

49°

GSO Plossl, TV Plossl

F/8

64°

BP Hyperion, Vixen LVW, SW SWA-58, TV DeLite

F/9

81°

TV Nagler, WO UWAN, Baader Morpheus, ES 82°

F/10

100°

TV Ethos, WO XWA, ES 100°

Tab. 1: Zależność kątowego rozmiaru obrazu wizualnie wolnego od komy od światłosiły teleskopu.

 

Kategoria: Astronomia, Poradnik
Skomentuj

Wybór teleskopu do prowadzenia pokazów nieba

Aktualnie mamy jasne, letnie noce, możemy więc wykorzystać ten czas na przybliżenie sprzętu do prowadzenia publicznych pokazów nieba. Jak się okazuje, wcale nie musi być to sprzęt duży i ciężki.

Przez długie dziesięciolecia praktyczna nauka podstaw astronomii w szkołach napotykała na liczne problemy. Trudno było o dobrą literaturę, dobry atlas nieba był prawdziwym skarbem, a zdobycie dobrej jakości sprzętu obserwacyjnego graniczyło z cudem i wiązało się z potężnymi kosztami. Istnieje pewna grupa osób, dla której niedostatki poziomu wiedzy o astronomii jakie wynieśliśmy ze szkół są doskonałą sposobnością na rozwiniecie działalności w zakresie popularyzacji astronomii, która w ostatnich latach staje się niezwykle popularna, co nas cieszy. Uczestnictwo w różnego rodzaju pokazach nieba w terenie pozwoliło nam na wyciągnięcie pewnych wniosków, które istotne będą w praktyce popularyzatora astronomii. Przedstawiamy zatem „idealne” teleskopy z zacięciem do prowadzenia pokazów nieba w sposób komfortowy i wydajny.

Dobry teleskop, to taki teleskop, przez który prowadzone będą obserwacje.

 

Tak mówi stare porzekadło. Na nic zda się ogromny teleskop ważący 50 kilogramów stojący w pomieszczeniu na pierwszym piętrze. Teleskop musi być przyjazny dla prowadzącego, a jednocześnie posiadać odpowiednio dużą aperturę by zebrać wystarczająco dużo światła. Przypatrzmy się kilku propozycjom tego typu teleskopów.

 

Teleskop Celestron NexStar Evolution 6, 8 i 9,25”

Są to teleskopy systemu SCT, katadioptryczne, o średnicy od 15, 20 i 23 cm. W zależności od budżetu warto wybrać model jak największy. Przy ich aperturze i przy dobrej stabilności powietrza dostrzeżemy drobniejsze detale na tarczy Jowisza. Wprawne oko, w sprzyjających okolicznościach, wypatrzy Wielką Czerwoną Plamę, a w pierścieniach Saturna powinna być zauważalna Przerwa Cassiniego. Ci, którzy będą mieli szczęście użytkować taki sprzęt pod ciemniejszym niebem, będą w stanie odnaleźć dziesiątki obiektów mgławicowych, spośród których te najjaśniejsze będą prezentować się dość efektownie. Krótka i zwarta tuba optyczna modelu 6” posiada około 30 centymetrów długości i waży niecałe 4 kilogramy. Tubus zawieszony jest na montażu azymutalnym z elektrycznym napędem w obu osiach, a co więcej, pozwala automatycznie wyszukiwać obiekty na niebie dzięki wbudowanej bazie 40 tysięcy obiektów. Z praktycznych udogodnień warto wymienić wbudowany w podstawę akumulator litowo-jonowy. Żadnych kabli, zasilaczy, całość tworzy dość zwarty i łatwy do przeniesienia zestaw o wadze 16 kg. Wisienką na torcie jest obecność modułu Wi-Fi oraz aplikacji, pozwalającej użytkownikowi smartfona czy tableta na bezprzewodowe sterowanie wszystkimi funkcjami teleskopu przy pomocy cyfrowego atlasu nieba. Po podłączeniu do teleskopu planetarnej kamery astronomicznej możliwe jest przesyłanie obrazu za pośrednictwem interfejsu USB do komputera, sprzęgniętego z rzutnikiem. Dla wymagających w dziedzinie astrofotografii miłym dodatkiem jest oferowany od niedawna klin paralaktyczny, dostępny dla wersji 6 i 8”.

 

Rys. 1: Bezprzewodowy teleskop Celestron NexStar Evolution 6″ z dostępem Wi-Fi i akumulatorem Litowo-Jonowym.

Teleskop Sky-Watcher BKP15075EQ3-2

Gdy fundusze nie pozwalają na zbyt wiele, warto postawić na model o klasycznej i sprawdzonej optyce w systemie Newtona. Dobrym wyborem, jest teleskop o średnicy 15 centymetrów. W przeciwieństwie do bardzo popularnych 20-centymetrowych Dobsonów są to teleskopy, które można uznać za łatwe do transportowania i przenoszenia. BKP15075 to klasyczny, któtkoogniskowy Newton z lustrem parabolicznym o średnicy 150 mm. Przy ogniskowej 750 mm ma on około 65 centymetrów długości. Teleskop został zawieszony na montażu paralaktycznym EQ3-2 ze statywem aluminiowym lub stalowym, tłumiącym drgania (do wyboru). Od takiego zestawu wiele osób rozpoczynało swoją przygodę z astrofotografią. Krótkoogniskowa tuba zawieszona na EQ3-2 po wyposażeniu nawet
w prosty napęd pozwala podjąć pierwsze realne próby z fotografowaniem nocnego nieba. Prosty napęd pozwoli śledzić obiekty, które nie uciekają z pola widzenia przy szerszej audiencji. Dla wymagających, istnieje możliwość zakupu bądź doposażenia teleskopu BK15075Q3-2 w lunetkę biegunową oraz system wyszukiwania i naprowadzania na obiekty SynScan GO-TO z bazą ponad 40 tysięcy obiektów. Pod względem jakości dawanego obrazu teleskop ten nie będzie wiele ustępował opisanemu wcześniej znacznie droższemu Evolution 6.

 

Rys. 2: Teleskop Sky-Watcher BKP15075 EQ3-2 z systemem GO-TO i statywem aluminiowym.

Opisywane tutaj modele teleskopów są aktualnie wiodącymi propozycjami sprzętu optymalnego, z punktu widzenia popularyzacji astronomii i mobilnego prowadzenia pokazów nieba. Tego typu urządzenia dają szansę na komfortowe prowadzenie obserwacji także w miejscach oddalonych od cywilizacji, gdzie widoczność obiektów głębokiego nieba jest bez porównania lepsza dla osób po raz pierwszy spoglądających przez teleskop w niebo. Gorąco zachęcamy do poszukiwań i organizacji obserwacji z dala od centrów miast, nawet kosztem logistyki i dostępności miejsca obserwacyjnego. Nic, nawet najdroższy system optyczny i nawet największa apertura nie zastąpi ciemnego nieba, o które z roku na rok jest coraz trudniej. Jeszcze 5-6 lat temu mogliśmy prowadzić pokazy nieba z naszej Centrali, oddalonej o 3 km od centrum 40-tysięcznego Mińska Mazowieckiego, a w bezksiężycowe noce bez trudu w zenicie można było dostrzec Drogę Mleczną. Dziś, jest już to niemożliwe. Śpieszmy się kochać astronomię obserwacyjną, tak szybko ginie nam ciemne niebo!

Kategoria: Astronomia, Bez kategorii, Poradnik, Recenzje i Testy
Skomentuj

Wstęp do okularów astronomicznych

W większości obecnie produkowanych teleskopów, w zestawie akcesoriów znajdują się okulary. Niestety, ich jakość jest zbyt niska, jeśli towarzyszy im duży, światłosilny Newton, refraktor z obiektywem ze szkła niskodyspersyjnego, czy nowoczesny katadioptryk. Choć tekstów tego typu jak ten zostało napisanych już dziesiątki, a miejsca mamy mało, zapraszamy do zapoznania się z nim, w celu usystematyzowania wiedzy o okularach. Mamy nadzieję, że pomoże on wybrać lepsze okulary do posiadanych przez Państwa teleskopów.

„Kitowce”

Okulary „kitowe” dzielimy na XVII-wieczne konstrukcje Huygensa, okulary Ramsdena i nieco nowocześniejsze okulary Kellnera. Te rodzaje okularów posiadają małe pole widzenia, odpowiednio 40, 35 i 45 stopni, nie pozwalające ogarnąć wzrokiem większej części nieba. Ich odległość od oka jest bardzo mała, w praktyce należy niemal dotykać okiem soczewki, aby objąć pole widzenia. Transmisja tych okularów jest niska, gdyż nie posiadają powłok wielowarstwowych, a prosta konstrukcja nie pozwala skorygować wielu własnych wad optycznych, zwłaszcza aberracji chromatycznej, astygmatyzmu, komy i krzywizny pola widzenia. Niedokładne wykonanie, nieefektywne powłoki, skutkują nieostrym obrazem pełnym odblasków i pozbawionym kontrastu. Te okulary nie są rekomendowane, jeśli poważnie myślimy o obserwacjach nieba.

Rys. 1: Garść okularów kitowych typu Kellnera.

Najprostsze czasem znaczy najlepsze – Plossl

Pierwszą konstrukcją optyczną okularów którą można polecić to okulary Plossla. Składają się z czterech soczewek w dwóch grupach. Ich pozorne pole widzenia wynosi od 50 do 58 stopni, a odległość od oka wynosi 70-80% wartości ogniskowej. Z racji prostej konstrukcji zapewniają dobrą transmisję i brak odblasków, o ile zastosowane są na nich wielowarstwowe powłoki. Ich aberracje są dobrze korygowane, jeśli obiektyw teleskopu nie posiada światłosiły większej od F/6. Doskonałe Plossle produkuje firma Tele Vue. Ich dokładnie wykonane ze specjalnych szkieł soczewki, znakomite, wielowarstwowe powłoki, zapewniają doskonałej jakości obraz, nawet w teleskopach o światłosile F/5. Dobre i niedrogie Plossle znajdują się w ofercie firm takich, jak Sky-Watcher, Celestron, Vixen i GSO.

Rys. 2: Najtańsza propozycja Plossla – produkowany przez Delta Optical – GSO.

Gdy liczy się jakość – Ortoskopy

Interesującą konstrukcją okularów są okulary ortoskopowe. Małe pole widzenia wynoszące 40-45 stopni, jak i odległość od oka wynosząca 80% wartości ogniskowej są przeciętne, lecz siła ortoskopów leży gdzie indziej. Specyficzna konstrukcja optyczna powoduje, że obraz w nich wykazuje się nadzwyczajną ostrością, kontrastem, brakiem chromatyzmu i jest pozbawiony wad geometrycznych (dystorsji). To właśnie spowodowało, że najbardziej cenione na świecie okulary do obserwacji szczegółów Księżyca i planet to właśnie „ortoskopy”. Okulary tej konstrukcji można aktualnie znaleźć w ofercie firmy Baader Planetarium (Classic). Zastąpiły one słynne okulary serii Genuine, oparte na optyce zakładów Carl Zeiss-Jena.

Rys. 3: Ekonomiczny ortoskop z serii Baader Classic.

Plossl „na sterydach” – okulary Erfle’a

Wartą polecenia grupą uniwersalnych okularów są okulary Erfle’a. Od Plossla odróżnia je umieszczenie soczewki/dubletu achromatycznego pomiędzy dwoma zespołami soczewek, co zwiększa pozorne pole widzenia do 60-70 stopni. Stopień korekcji okularów Erfle’a w światłosilnych teleskopach nie należy do najlepszych. W porównaniu z Plosslem, nie ma postępu, co widać zwłaszcza na brzegach powiększonego pola widzenia. Odległość od oka zależy od ich ogniskowej i wynosi od 50 do 80% wartości ogniskowej, w zależności od serii i producenta. Najszerszą gamę okularów Erfle produkuje firma GSO (Super View) oraz Sky-Watcher (LE i LET). Warte polecenia są szczególnie okulary William Optics SWAN, będące w istocie modyfikacją układu Erfle’a.

Rys. 4: Majestatyczny okular Erfle’a o ogniskowej aż 50 mm.

W pogoni za polem widzenia

Znaczący postęp w konstrukcji okularów dokonał się w drugiej połowie XX wieku. Coraz lepsze gatunki szkieł, lepszy dobór i wykonanie, wydajniejsze powłoki i wprowadzenie symulacji komputerowych zaowocowały opracowaniem wielu nowych konstrukcji optycznych. Dominującym odbiorcą nowoczesnej optyki był przemysł wojenny, obecny zwłaszcza w USA, Niemczech i Japonii. Po nim plasowała się optyka mikroskopowa, laboratoryjna, lotnicza. Nowoczesne technologie, z jednej strony maksymalizowały pozorne pole widzenia, z drugiej, zwiększały odległość od oka, aby możliwe były komfortowe obserwacje w okularach korekcyjnych. W pierwszym z tych aspektów prym wiedli Amerykanie, natomiast w drugim, Japończycy.

Miłośnicy obserwacji nieba mieli w tym wszystkim najmniej do powiedzenia, aż do lat 70 wieku XX, kiedy amerykański pasjonat astronomii i optyk Al Nagler skonstruował swój pierwszy okular szerokokątny, dedykowany do obserwacji astronomicznych. Specyficzna budowa wewnętrzna jego okularu umożliwiała osiągnięcie pozornego pola widzenia aż 82 stopni, przy wciąż akceptowalnej odległości od oka, ale to nie było dla Naglera najważniejsze.

Naglerowa rewolucja

Rys. 5: Kultowy okular – Nagler 31 mm. Marzenie wielu miłośników obserwacji nieba.

Nagler połączył pozytywne (skupiające) i negatywne (rozpraszające) grupy soczewek. Element ujemny, zwany elementem Smytha, tworzy obraz dla elementu dodatniego, który dzięki istnieniu elementu ujemnego ma ułatwione zadanie w dostarczaniu do oka obrazu o dużym kącie widzenia. Element Smytha działa niczym Barlow, zmniejszając stromość stożka światła docierającego z obiektywu i „wyciągając” odległość od oka. Specjalne, lantanowe szkła dają możliwość stosowania dużych, również asferycznych krzywizn soczewek, co przekłada się na znakomity obraz aż do brzegów pola widzenia, nawet przy światłosile F/4. W ostatnich latach, okulary o konstrukcji podobnej do Naglera stały się bardzo popularne, a ich ceny znacząco spadły. Choć nie osiągają one jakości pierwowzoru, zapewniają bardzo dobrej jakości obraz, będąc w zasięgu większości miłośników obserwacji nieba. Oprócz Tele Vue, okulary tego typu produkuje Sky-Watcher (Nirvana), Celestron (Luminos), William Optics (UWAN) oraz Explore Scientific. Najnowszym członkiem tej rodziny są okulary Vixen SSW o polu widzenia 83 stopni.

Rys. 6: Kompaktowe, kolorowe klejnoty optyczne Vixen SSW – ozdoba walizki obserwatora.

Wygoda obserwacji

Z drugiej strony, konstruktorzy okularów dążyli do zwiększenia odległości od oka. Ujemne elementy optyczne na drodze światła umożliwiały uwolnienie od zmienności odległości od oka w funkcji ogniskowej okularu. Specjalizowały się w tym firmy japońskie, Vixen (gdzie prym wiedzie seria LVW, aktualnie wznowiona w produkcji) oraz Pentax (seria XL oraz legendarna seria XW). Przy polu widzenia 65-70 stopni i stałej wartości ER, dostarczały obraz o niezwykłej jakości, nic nie robiąc sobie ze światłosiły obiektywu rzędu F/4. Potocznie, ta grupa okularów zwana jest „lantanowymi”, ze względu na rodzaj stosowanych w nim szkieł. Choć od kilku lat po katastrofalnym tsunami z 2011 roku japońskie legendy są już nieprodukowane, znalazły wielu naśladowców w innych częściach globu. Najbardziej znanym i lubianym okularem szerokokątnym ze współczesnych jest seria okularów Hyperion firmy Baader Planetarium, Celestron Ultima Duo z wbudowanymi gwintami co umożliwia rozbudowane możliwości fotograficzne oraz Sky-Watcher SWA w wersji 70-stopniowej, które dobrze spisują się w teleskopach o światłosile maksymalnie F/6. Warte polecenia są także okulary oraz Tele Vue Delos oraz najnowsza seria okularów Baader Morpheus. Te ostatnie serie radzą sobie w dowolnym teleskopie o światłosile F/4 i większej, dostarczając wprost fenomenalnej jakości obraz, przy czym propozycja Baadera jest znacząco tańsza od amerykańskiego konkurenta, niemal nie ustępując jakością widoków nieba i dając jeszcze szersze pole własne.

Rys. 7: Niepozorne Morfeusze Baadera -  okazuje się, że to prawdziwe wilki w owczej skórze.

Czy istnieje okular idealny?

Ostatnią nowiną w świecie okularów są 100-stopniowe, wieloelementowe konstrukcje optyczne, dzieło zaawansowanych symulacji komputerowych. Użycie najbardziej egzotycznych gatunków szkieł i przemyślana budowa wewnętrzna zredukowały wszelkie aberracje i odblaski do minimum. Zniknęła uciążliwa dystorsja poduszkowa, na którą cierpią okulary Nagler i podobne do nich. Odległość od oka w tych nowoczesnych układach optycznych nie zmienia się wraz ze zmianą ich ogniskowej i wynosi wygodne, kilkanaście mm. W takich okularach mieści się 4-krotnie większa powierzchnia nieba, niż w okularach Plossla. Daje to możliwość oglądania tego samego obiektu przy znacznie wyższym powiększeniu. Znacznie zmniejsza się jasność tła, wzrasta kontrast i skala obrazu, co przekłada się na fenomenalne wrażenia z obserwacji. Pomimo obecności aż kilkunastu elementów optycznych, transmisja i kontrast tych okularów stoi na bardzo wysokim poziomie, przewyższając ekonomiczne okulary o rząd wielkości, a jest to efektem stosowania w nich najnowocześniejszych powłok antyodblaskowych i dokładnemu wykonaniu soczewek. Do tego, najlepiej ze wszystkich znanych konstrukcji optycznych radzą sobie z korekcją wad własnych na brzegach pola widzenia, nawet przy światłosile F/4. Znane są przypadki udanych obserwacji z użyciem okularów Ethos teleskopami o światłosile rzędu F/3! Tego typu okulary w tej chwili produkowane są przez trzy firmy: Tele Vue (Ethos), Explore Scientific i William Optics (XWA).

Rys. 8: Pretendent do tytułu okularu idealnego – Tele Vue Ethos 13 mm.

Poniżej obszerna tabela z całą paletą dostępnych w sprzedaży okularów astronomicznych:

Producent / seria

konstrukcja

optyczna

dostępne

ogniskowe

pole

własne

odległość

od oka

średnica

oprawy

Sky-Watcher SWA Plossl

Plossl

2,5 / 3,2 / 4 / 5 / 6 / 7 / 8 / 9 / 15 / 20 / 25 mm

58°

10 – 14 mm

1,25”

Sky-Watcher WA 66°

Erfle

6 / 9 / 15 / 20 mm

66°

13 – 17 mm

1,25”

Sky-Watcher SWA 70°

hybrydowy

3,5 / 5 / 8 / 13 / 17 / 22 / 26 / 32 / 38 mm

70°

12 – 20 mm

1,25 / 2”

Celestron Omni

Plossl

4 / 6 / 9 / 12 / 15 / 20 / 25 / 32 / 40 mm

43 – 52°

6 – 31 mm

1,25”

Celestron X-Cel LX

hybrydowy

2,3 / 5 / 7 / 9 / 12 / 18 / 25 mm

60°

16 mm

1,25”

Celestron Ultima Duo

hybrydowy

5 / 8 / 10 / 13 / 17 / 21 mm

68°

20 mm

1,25 / 2”

Celestron Luminos

hybrydowy

7 / 10 / 15 / 19 / 23 / 31 mm

82°

12 – 27 mm

1,25” i 2”

Baader Classic

orto / Plossl

6 / 10 / 18 / 32 mm

50 – 52°

5 – 21 mm

1,25”

Baader Hyperion

hybrydowy

5 / 8 / 10 / 13 / 17 / 21 / 24 / 31 / 36 mm

68 – 72°

18 – 20 mm

1,25 i 2”

Baader Morpheus

hybrydowy

4,5 / 6,5 / 9 / 12,5 / 14 / 17,5 mm

76°

17,5 – 21 mm

1,25 / 2”

DO-GSO Plossl

Plossl

4 / 6 / 9 / 12 / 15 / 20 / 25 / 32 / 40 mm

50°

6 – 22 mm

1,25”

DO-GSO Super View

Erfle

15 / 20 / 30 / 42 / 50 mm

60 – 68°

13 – 35 mm

1,25 / 2”

William Optics SWAN

Erfle

9 / 15 / 20 / 25 / 33 / 40 mm

70 – 72°

12 – 28 mm

1,25” i 2”

William Optics UWAN

hybrydowy

4 / 7 / 16 / 28 mm

82°

12 – 18 mm

1,25” i 2”

Vixen NPL

Plossl

4 / 6 / 10 / 15 / 20 / 25 / 32 / 40 mm

41 – 50°

3 – 32 mm

1,25”

Vixen SLV

hybrydowy

2,5 / 4 / 6 / 9 / 10 / 12 / 15 / 20 / 25 mm

50°

20 mm

1,25”

Vixen LVW

hybrydowy

3,5 / 5 / 8 / 13 / 17 / 22 / 42 mm

65°

20 mm

1,25 / 2”

Vixen SSW

hybrydowy

3,5 / 5 / 7 / 10 / 14 mm

83°

13 mm

1,25”

Tele Vue Plossl

Plossl

8 / 11 / 15 / 20 / 25 / 32 / 40 mm

43 – 50°

6 – 28 mm

1,25”

Tele Vue DeLite

hybrydowy

5 / 7 / 9 / 11 / 15 / 18,2 mm

62°

20 mm

1,25”

Tele Vue Delos

hybrydowy

3,5 / 4,5 / 6 / 8 / 10 / 12 / 14 / 17,3 mm

72°

20 mm

1,25”

Tele Vue Nagler

hybrydowy

2,5/3,5/5/7/9/11/12/13/16/17/20/22/26/31mm

82°

10 – 19 mm

1,25 / 2”

Tele Vue Ethos

hybrydowy

3,7 / 4,7 / 6 / 8 / 10 / 13 / 17 / 21 mm

100 – 110°

15 mm

1,25 / 2”

Kategoria: Astronomia, Bez kategorii, Poradnik
Skomentuj

Jak działa teleskop? Inne spojrzenie na sprawę.

Ten wpis dedykujemy bardziej dociekliwym, którzy pragną zrozumieć działanie teleskopu od podstaw. Odważnie odrzucimy ogólnie przyjęte kanony i podejdziemy do tematu od zupełnie innej strony, na co pozwala nam wieloletnia praktyka obserwacyjna.

Poznajmy źrenicę wyjściową teleskopu. Powstaje ona w wyniku zestawienia obiektywu z okularem we właściwej odległości od siebie. Można ją zaobserwować, jaki mały, świetlisty krążek, umieszczając skrawek matowej torebki foliowej tuż przy okularze włożonym do wyciągu.

Źrenica wyjściowa jest odwzorowaniem apertury teleskopu w odpowiedniej skali, która zależy od ogniskowej obiektywu oraz ogniskowej okularu.

Podczas obserwacji nieba, należy przysunąć twarz blisko okularu, aby dopasować położenie źrenicy wyjściową teleskopu do źrenicy oka, aby nastąpiło coś cudownego. Cała, ogromna powierzchnia obiektywu teleskopu, w jednej chwili rzutowana jest jej małą powierzchnią wprost na siatkówkę oka. Dzieje się tak zawsze, bez względu na układ optyczny, aperturę, światłosiłę, ogniskową, powiększenie, czy inne parametry teleskopu. To tak, jakby mieć wielkie, teleskopowe oko! Teleskop i siatkówka stają się wtedy jednością, tworząc jeden, spójny i kompletny przyrząd optyczny. Teraz wiecie, czemu jakość okularu i jego właściwy dobór są tak ważne?

Okular a jasność obrazu w teleskopie

Proporcja średnicy teleskopu (kilkadziesiąt do kilkuset mm) do średnicy źrenicy wyjściowej (zwykle kilka mm) to nic innego, jak powiększenie. Aby zwiększyć powiększenie teleskopu, zmniejszamy średnicę źrenicy wyjściowej stosując okular o krótszej ogniskowej. Aby zwiększyć źrenicę wyjściową, zmniejszamy powiększenie okularem o dłuższej ogniskowej. W zależności od średnicy źrenicy wyjściowej obraz jest jasny, bądź ciemny, gdyż źrenica wyjściowa teleskopu funkcjonuje analogicznie do naszej, ludzkiej. Dla fotografów, jest jak otwór względny przysłony, regulujący ilość światła rzutowaną na matrycę lub film światłoczuły. Przy ocenie jasności teleskopu liczy się tylko źrenica wyjściowa i sprawność (transmisja) optyki, która zawsze jest mniejsza od jedności. Nie ma na to wpływu żaden inny parametr naszego teleskopu, nawet światłosiła! Wbrew obiegowym opiniom oznacza to, że teleskop wcale nie rozjaśnia widoków nocnego nieba, nawet choćby miał światłosiłę f/1.

Nie można z pomocą teleskopu obserwować obrazu jaśniejszego, niż widzianego okiem nieuzbrojonym. Teleskop nie wzmacnia światła, jedynie zbiera go wystarczająco sporo.

Z tego powodu, muszę przekazać wielu z wam smutną wiadomość: nie da się zwiększać powiększenia teleskopu w nieskończoność, w pewnym momencie źrenica wyjściowa stanie się tak mała, że zabraknie światła do prowadzenia obserwacji.

Okular a jakość obrazu w teleskopie

Źrenica wyjściowa teleskopu powinna mieścić się w pewnych, dość wąskich granicach. Z jednej strony, powinna być mniejsza od źrenicy ludzkiego oka, która w ciemności osiąga maksymalnie 7 mm. Jeśli jest większa, traci się cenną aperturę teleskopu, która nie mieści się w źrenicy oka i nie dociera do siatkówki. Gdybyśmy mieli oczy ocelota, moglibyśmy obserwować Wszechświat przy źrenicy aż 12 mm. Cóż za wspaniały byłby to widok w teleskopie! Niestety, jesteśmy tylko ludźmi. Co więcej, przy bardzo dużych lub bardzo małych źrenicach uwidaczniają się wady optyczne oczu, a mianowicie astygmatyzm i nierównomierności powierzchni rogówki. Nasz widzący organ jest biologicznie „zaprojektowany” do pracy z zakresem źrenicy od 1 do 7 mm i przekraczanie tych wartości jest dla niego nienaturalne.

Zazwyczaj, źrenica wyjściowa teleskopu jest mniejsza od średnicy źrenicy oka, w ciemności rozszerzającej się do około 7 mm. Jeśli źrenica wyjściowa teleskopu jest większa, traci się cenną aperturę teleskopu, która zostaje „ścięta” przez źrenicę oka. Przy skrajnych średnicach źrenic wyjściowych lawinowo rosną wady optyczne oczu, a mianowicie astygmatyzm i nierównomierności powierzchni rogówki. Dodatkowo, skrajne wartości powodują powstawanie niepożądanych zjawisk, takich jak spadek jasności, ostrości i kontrastu obrazu. Zakres źrenic wyjściowych gwarantujących wysoką jakość obrazu w teleskopach astronomicznych waha się od 1 do 5 mm, a maksymalna jakość osiągana jest przy 2 – 2,5 mm. Należy zapamiętać, iż okular o ogniskowej f w teleskopie o światłosile obiektywu F wygeneruje źrenicę wyjściową o średnicy Z:

Z = f / F

gdzie Z i f wyrażamy w milimetrach.

Do każdego obiektu astronomicznego „pasują” określone źrenice wyjściowe, gwarantujące najwyższy kontrast ich detali w określonych warunkach obserwacji.

Teoretycznie, najostrzejszy obraz dostrzeżemy w teleskopie przy źrenicy wyjściowej 2 – 2,5 mm. Nie jest to przypadek, bo dzieje się to akurat wtedy, kiedy jego teoretyczna zdolność rozdzielcza pokrywa się ze maksymalną zdolnością rozdzielczą oka. Innymi słowy, najmniejszy szczegół, który może być w nim dostrzeżony, posiada przy źrenicy równej 2,2 mm rozmiar kątowy 60”. To magiczna chwila, kiedy cały, skomplikowany układ optyczny: obiektyw – okular – oko staje się najsprawniejszy w dostrzeganiu subtelności Wszechświata. Powiększenie, przy jakim ma to miejsce, nazywa się powiększeniem rozdzielczym i z oczywistych względów, zależy jedynie od apertury teleskopu. Mniejsze powiększenia oferują większe pole widzenia i większą jasność obrazu, lecz skrywają przed obserwatorem najmniejsze szczegóły dostępne dla teleskopu. Powiększenia większe też nie zwiększą w magiczny sposób możliwości naszego teleskopu.

Powyżej powiększenia rozdzielczego nie pojawi się już żaden nowy szczegół obrazu, powiększone zaś będą istniejące detale obiektów, które staną się nieco lepiej widoczne.

W tym miejscu, chcielibyście dowiedzieć się z pewnością, jak dobrać ten idealny okular do własnego teleskopu, znając tylko średnicę źrenicy wyjściowej, z którą chcecie obserwować niebo? To proste! Wystarczy pomnożyć jej wartość przez światłosiłę waszego teleskopu. Przykład z życia: użytkownik Maksutowa chciałby uzyskać w swoim teleskopie f/13 źrenicę wyjściową 7 mm, aby móc obserwować Wszechświat z maksymalną dostępną jasnością. Niestety, musiałby znaleźć okular o niebotycznej ogniskowej ponad 90mm, a takie na naszym rynku nie istnieją. Z kolei, jeśli chcemy poznać wielkość źrenicy wyjściowej w naszym teleskopie o określonym powiększeniu, a nie znamy żadnego innego parametru poza jego średnicą, nie musimy wdawać się w skomplikowane obliczenia. Wystarczy, że podzielimy średnicę obiektywu przez deklarowane powiększenie. Przykład z życia: kupiliśmy właśnie w markecie mobilny teleskop-lunetę o 50mm średnicy i imponującym powiększeniu 600x. Choć sprzedawca zachwalał jego wielkie możliwości, źrenica wyjściowa tego produktu wynosi zaledwie 0,08mm. Aby przy 600x zbliżeniu źrenica wyjściowa wyniosła choćby mizerne 0,5mm, potrzeba byłoby dużego teleskopu o średnicy 300mm, zbierającego 36x więcej światła, a jeszcze bardziej przydałby się olbrzymi Dobson 600mm, który dałby przynajmniej 1-milimetrową źrenicę o zadowalającej jasności i ostrości detali, a to już 144x większa powierzchnia zwierciadła! Na koniec anegdota. Oto, co na jednym ze zlotów astronomicznych przyznał nasz wieloletni obserwator:

Gdybym był rozbitkiem na bezludnej wyspie, jakimś cudem zabrał ze sobą teleskop oraz jeden, jedyny okular, byłby to ten, który daje w nim źrenicę wyjściową 2,2 mm!

Zapamiętaj:

 

  • ogniskowa okularu    =    źrenica wyjściowa    x    światłosiła teleskopu
  • źrenica wyjściowa    =    ogniskowa okularu    /    światłosiła teleskopu
  • źrenica wyjściowa    =    średnica obiektywu (lustra) w mm    /    powiększenie teleskopu
  • światłosiła teleskopu    =    ogniskowa obiektywu (lustra)    /    średnica obiektywu (lustra)
  • powiększenie teleskopu    =    ogniskowa teleskopu    /    ogniskowa okularu

 

Najczęściej używane źrenice względem różnych obiektów astronomicznych:

 

  • gwiazdy podwójne, planety i Księżyc  wysoko nad horyzontem – 0,5-1 mm
  • gwiazdy podwójne, planety i Księżyc nisko nad horyzontem – 1-2 mm
  • małe, jasne mgławice planetarne NGC – 0,5-1 mm
  • mgławice planetarne / gromady kuliste Messiera – 1-2,5 mm
  • odległe galaktyki NGC – 1,5-2,5 mm
  • mniejsze galaktyki Messiera – 2-3 mm
  • jasne mgławice / małe gromady otwarte – 3-5 mm
  • ciemne mgławice / mgławice refleksyjne – 4-7 mm
  • duże gromady otwarte / bliskie galaktyki – 4-7 mm

 

Kategoria: Astronomia, Bez kategorii, Poradnik
Skomentuj

Powłoki optyczne i sprawność optyczna (transmisja) w teleskopach

Każdy instrument optyczny składa się z minimum jednego elementu optycznego, który w odpowiedni sposób załamuje lub odbija promienie świetlne, w celu dostarczenia obrazu obiektu dla oka. Elementy optyczne, czyli soczewki, zwierciadła, pryzmaty oraz korektory posiadają ograniczoną sprawność i wprowadzają straty światła – część światła jest odbijana, rozpraszana oraz pochłaniana w niekontrolowany sposób. Dysponując wiedzą o sprawności elementów składowych teleskopu, potrafimy obliczać całkowitą sprawność teleskopu, co pokażemy w niniejszym artykule.

 

Sprawnością optyczną teleskopu nazywamy stosunek ilości światła, na wejściu do apertury teleskopu do ilości światła w źrenicy wyjściowej. Najwyższa możliwa sprawność teleskopu, czyli taka, jaka ma miejsce przy użyciu wysokiej klasy dubletu ED i dobrego okularu ortoskopowego może wynosić do 95%, natomiast najniższa, w teleskopach katadioptrycznych z nasadką kątową i wieloelementowym okularem zoom może wynosić tylko 50%.

 

Niezwykle istotna z punktu widzenia sprawności teleskopu jest ilość elementów optycznych w teleskopie oraz jakość powłok na tych elementach. Powłokami nazywamy cienkie warstwy metali lub tlenków o grubości kilkudziesięciu nanometrów na powierzchniach elementów optycznych. Minimalizują one straty światła na ich powierzchniach. Powłoki dzielimy na refleksyjne, którymi pokrywa się zwierciadła i antyrefleksyjne (AR), którymi pokrywa się soczewki.

 

Powłoki refleksyjne są zazwyczaj warstwą aluminium, które posiada dobrą odbiciowość w zakresie fal widzialnych wynoszącą średnio 91%. Aby uchronić metal przed utlenianiem, warstwę aluminium pokrywa się warstwą dwutlenku krzemu, czyli kwarcem, który zmniejsza odbiciowość do 87%, jest twardy i doskonale zabezpiecza aluminium na lustrach teleskopów o otwartej konstrukcji, czyli Newtonów (Sky-Watcher). Niektórzy producenci optyki, np. GSO lub Celestron, oprócz warstwy kwarcu nakładają dodatkowe warstwy dwutlenku tytanu (TiO2), dwutlenku cyrkonu (ZrO2) i innych tlenków. Dzięki dobraniu grubości i współczynników załamania warstw ułożonych w tzw. stacku, lustra są w stanie osiągnąć odbiciowość od 94 do 97%, cechując się wysoką odpornością na trudne warunki eksploatacji. Aktualnie, wszystkie duże firmy produkujące teleskopy stosują nowoczesne i trwałe powłoki o precyzyjnie kontrolowanej grubości, napylane za pomocą kosztownego działa jonowego w warunkach wysokiej próżni. Technologia ta jest oznaczana skrótami EBD, IAD, IBS, często też nadaje się jej marketingowe nazwy, np. Hilux, XLT, Ultrabright, co może namieszać w głowie początkującego.

 

Jeszcze innym typem powłok na lustrach są powłoki dielektryczne. Jest to stack złożony nawet ze 100 naprzemiennie ułożonych warstw tlenków i fluorków, którego grubość wynosi kilkadziesiąt – kilkaset nanometrów. Cechą charakterystyczną powłoki dielektrycznej jest brak warstwy metalicznej – powłoka odbija światło dzięki zjawisku interferencji. Warstwy dielektryczne cechują się najwyższym możliwym współczynnikiem odbiciowości sięgającym 99,9%, najwyższą odpornością na zużycie i jednocześnie najwyższą ceną. Z racji ceny, pokrywa się nimi tylko małe powierzchnie, np. lusterka najlepszych nasadek kątowych producentów takich jak Sky-Watcher, Celestron, GSO, William Optics, Baader. Z pewnych względów, powłoka ta niestety nie nadaje się na duże zwierciadła teleskopów.

 

Soczewki pokrywa się tylko i wyłącznie interferencyjnymi powłokami dielektrycznymi, które z kolei mają odbijać jak najmniej światła (skrót AR: anti-reflection). Najprostszą powłoką antyodbiciową jest jedna warstwa fluorku magnezu MgF2, która odbija 1,5% światła padającego na powierzchnię soczewki. Można poznać ją po jasnym, błękitnym zabarwieniu (przykład 2). Dla porównania, szkło nie pokryte warstwami AR odbija 4% światła i ma jasną, bezbarwną powierzchnię (przykład 1). Lepszej jakości, choć droższe warstwy AR to stacki kilku warstw tlenków i fluorków o rozmaitym współczynniku załamania światła, które łącznie odbijają 1,5 – 0,5% światła, dając zielony kolor powierzchni soczewki. Ograniczona ilość warstw w stacku powoduje, że spektralny zakres efektywnej pracy takiej powłoki jest dość wąski. Takie warstwy obecnie stosuje się w ponad 90% soczewkowych układów optycznych obecnych na rynku (przykład 3, 4).

 

Najnowocześniejsze i najdroższe powłoki AR, są skomplikowanymi stackami złożonymi z kilkudziesięciu warstw tlenków i fluorków pierwiastków ziem rzadkich, które są dobierane do współczynnika załamania każdej z soczewek. Wynikiem jest najwyższej jakości powłoka AR odbijająca zaledwie 0,1% światła, która działa z maksymalną wydajnością w szerokim zakresie spektralnym. Dowodem obecności takiej powłoki na soczewce jest głęboki, ledwo widoczny, zielonkawo-fioletowy odcień zmieniający barwy w zależności od kąta patrzenia. Towarzyszy temu wrażenie braku soczewek przy patrzeniu w głąb układu optycznego. Tylko kilku producentów optyki na świecie, m. in. Tele Vue, Pentax, Nikon i Baader (nazwa handlowa powłok Baadera to Phantom Group) jest w stanie wyprodukować tak niesamowicie wydajne warstwy AR (przykład 5, 6). Różnica w wydajności między różnej klasy powłokami jest niestety miażdżąca, co pokazuje zdjęcie.

 

Rys. 1: Przykładowe warstwy AR w praktyce:

 

1 – brak powłok AR (barlow „kitowy” Sky-Watcher), 2 – powłoka MgF2 (obiektyw lornetki DO Voyager), 3 – prosta powłoka AR niskiej jakości (Super View GSO), 4 – prosta powłoka AR wysokiej jakości (Plossl Sky-Watcher, Celestron), 5 – wysokiej jakości wielowarstwowa powłoka Baader Phantom Group (Hyperion), 6 – najwyższej jakości powłoka indywidualnie dobierana do każdej z soczewek (Tele Vue DeLite).

 

Obliczmy teraz sprawność teleskopu na podstawie tego, o czym się dowiedzieliśmy przed chwilą. Weźmy jako przykład teleskop soczewkowy złożony z dubletu achromatycznego, pokrytego powłoką MgF2, nasadki kątowej lustrzanej #z warstwą Al/SiO2 oraz okularu „kitowego” z 2 elementami pokrytymi również warstwami MgF2. Sprawność całkowita jest iloczynem sprawności każdego elementu, wyrażonych w jednostkach niemianowanych. Obiektyw przykładowy posiada sprawność 0,93, nasadka kątowa 0,87, okular 0,93. Po przemnożeniu tych trzech wartości uzyskujemy wynik 0,76, co daje sprawność całkowitą równą 76%. Jak widać poniżej, przykładowy teleskop Newtona posiada sprawność równą 62%, na co wpływ mają niższa sprawność zwierciadła głównego i okularu wieloelementowego, a także obstrukcja centralna lustra wtórnego w powierzchni lustra głównego, którą można wyliczyć w prosty sposób, podnosząc do kwadratu obstrukcję liniową wyrażoną w jednostce niemianowanej, np. 0,25. W celu maksymalizacji sprawności teleskopów dąży się nie tyle do zmniejszania ilości elementów optycznych w nim obecnych, co do maksymalizacji wydajności powłok AR oraz refleksyjnych. Odpowiedni dobór tychże powłok jest w stanie podnieść sprawność tego samego instrumentu optycznego o kilkanaście, a nawet o kilkadziesiąt procent! Bezpośrednim efektem tego zjawiska jest pozorne zwiększenie apertury teleskopu, który wyposażony jest w lepsze powłoki. Taka apertura pozorna, jest zwana aperturą efektywną. Można ją obliczyć mnożąc aperturę fizyczną teleskopu przez pierwiastek z niemianowanej wartości jego sprawności.

Rys. 2: Przykładowe systemy optyczne i ich sprawność optyczna.

 

Kategoria: Astronomia, Bez kategorii, Poradnik, Recenzje i Testy
Skomentuj

Tranzyt Merkurego 9 maja 2016 – Relacja!

W dniu 9 maja 2016 roku przyszło nam uczestniczyć w obserwacjach kolejnego zjawiska tranzytowego. Po nieudanym ze względów pogodowych Tranzycie Wenus o świcie 6 czerwca 2012 roku, przyszło nam poczekać niemal 4 lata na kolejny tranzyt, tym razem tranzyt Merkurego. W przeciwieństwie do tranzytów planety Wenus tranzyty Merkurego występują dość często i każdy w ciągu życia ma szansę zobaczyć takie zjawisko.

Wczorajszy tranzyt dla obserwatorów w Polsce przypadał w bardzo dobrym momencie. Zjawisko rozpoczynało się w chwili, gdy Słońce było najwyżej nad horyzontem, o godzinie 13:12 czasu letniego. Kończyło się praktycznie o zachodzie Słońca – w różnych częściach kraju wyglądało to różnie, ale w Warszawie Słońce miało zajść z Merkurym wciąż widocznym na tarczy.

Obserwacje zjawiska przyszło nam współorganizować z warszawskim Centrum Nauki Kopernik. Już przed godzina 12 w Parku Odkrywców pod CNK pojawiły się pierwsze teleskopy. Ekipa z Delta Optical przywiozła na miejsce 6 teleskopów – w większości sprawdzonych w boju podczas ostatniego zaćmienia Księżyca Celestronów NexStar 102 SLT oraz Celestronów 127SLT. Są to dość lekkie i wygodne teleskopy astronomiczne wyposażone w system podążania za ruchem nieba oraz sterownik GoTo. Dzięki swoim gabarytom i automatyce doskonale nadają się do prowadzenia pokazów nieba dla szerszej publiczności, nie sprawiają też problemów samym prowadzącym pokaz. Na teleskopach zainstalowano folie słoneczne Baadera typu ND5.0. Do obserwacji z teleskopami 102SLT użyto okularów Sky-Watcher SWA58 o ogniskowej 9 mm – dobór takiej, a nie innej ogniskowej pozwolił idealnie zmieścić tarczę słoneczną w polu widzenia. Do Celestronów 127SLT zastosowano okulary Baader Hyperion Zoom 8-24 mm. Pod okularami zamontowano dodatkowo filtry barwne oraz filtry Solar Continuum.

Pomimo generalnie dobrej pogody, nie udało się dostrzec pierwszego kontaktu. Słońce zakryte zostało przez dość duża chmurę i przez pierwsze 2 minuty zjawiska nie było widać nic. Gdy chmura odsłoniła Słońce, na telebimie stojącym za prowadzącym pokaz Karolem Wójcickim ukazało się Słońce z wyraźnie widocznym niewielkim czarnym punktem – była to planeta Merkury, która właśnie rozpoczęła swoją wielogodzinną podróż na tle tarczy słonecznej. Obraz widoczny na telebimie pochodził z kamery zainstalowanej na teleskopie Celestron C8S Edge HD a sam teleskop znajdował się na dachu CNK.

Teleskopy przygotowane przez Delta Optical przyciągnęły szeroką rzeszę obserwatorów. Jako że zjawisko trwało niemal cały dzień to obserwacje przebiegały spokojnie, a przy teleskopach nie formowały się kolejki – każdy mógł spokojnie podziwiać zjawisko, czasem nawet wielokrotnie. Obserwacjom w dniu wczorajszym sprzyjał całkiem dobry seeing.– na tarczy Słońca widać było granulację, a sam Merkury widoczny był jako niewielki, ale wyraźnie zarysowany czarny krążek.

W trakcie pokazu od czasu do czasu na głównej scenie występowali zaproszeni goście. Około godziny 14 na scenie pojawił się Przemysław Żołądek z Delta Optical. W rozmowie z Karolem Wójcickim zaprezentował on techniczne aspekty obserwacji słonecznych, opowiadał o filtrach i teleskopach przeznaczonych do obserwacji Słońca. Na scenie wystąpił też Krzysztof Kanawka z portalu Kosmonauta.net, który zaprezentował wyniki badań przeprowadzanych przez sondę Messenger oraz dr. Milena Ratajczak z Uniwersytetu Wrocławskiego, która w obszernej prezentacji przedstawiła tematykę badań planet pozasłonecznych.

Zjawisko osiągnęło fazę maksymalną około godziny 17. Od tego momenty Merkury stopniowo opuszczał tarczę Słońca choć miało to trwać aż do zachodu Słońca. Jednocześnie do Parku Odkrywców dotarło wiele osób, które przybyły tu po pracy lub po szkole, aby podziwiać końcową część zjawiska. Około godziny 19 Słońce zaszło za budynek CNK i nasze teleskopy zakończyły obserwacje. Jedynie teleskop na dachu CNK śledził zjawisko niemal do samego końca.

Obserwacje tranzytu Merkurego można uznać za spory sukces. Kolejne takie zjawisko za 3 lata, warunki do jego obserwacji nie będą jednak optymalne dla obserwatorów w Polsce.

Kategoria: Bez kategorii
Skomentuj

Tranzyt Merkurego 2016

W pamięci mamy jeszcze niedawny tranzyt Wenus, który miał miejsce 6 czerwca 2012 roku. Obserwatorzy w Polsce zaobserwować mogli końcową część tranzytu, która stawała się widoczna wraz ze wschodem Słońca. Po całonocnych przygotowaniach, tylko nielicznym udało się dostrzec to bardzo rzadkie zjawisko. W dużej części kraju panowało zachmurzenie, a najbardziej zdeterminowani obserwatorzy pędzili samochodami w stronę obszarów z nielicznymi rozpogodzeniami. Warto było, ponieważ kolejny tranzyt Wenus będzie widoczny dopiero w 2117 roku, a ci którzy mają szansę dożyć tego zjawiska, może i już się urodzili, ale raczej nie potrafią jeszcze przeczytać tego artykułu. Z tranzytami Merkurego sytuacja jest trochę mniej skomplikowana. W porównaniu z Wenus, planeta Merkury przechodzi na tle tarczy słonecznej znacznie częściej. W ciągu ostatnich 100 lat mieliśmy tylko 2 tranzyty Wenus, ale aż 15 tranzytów Merkurego. Różnica ta spowodowana jest tym, że Merkury krąży w znacznie mniejszej odległości od Słońca, jak też ze względu na znacznie krótszy okres obiegu wokół Słońca, znacznie częściej znajduje się w tzw. złączeniu dolnym, czyli gdzieś pomiędzy Ziemią a Słońcem. Orbita Merkurego posiada wyraźne siedmiostopniowe nachylenie do ekliptyki, stąd też podczas prawie każdego złączenia dolnego, planeta obserwowana z Ziemi przechodzi gdzieś nad lub pod tarczą słoneczną. Jedynie, gdy złączenie dolne wypada w okolicach przejścia Merkurego przez węzeł orbitalny, obserwować możemy tranzyt. Węzły jak wiadomo są dwa, dlatego też są dwa momenty w ciągu roku, gdy w ogóle może dojść do tranzytu. Tranzyty Merkurego wypadają więc zwykle około 9 maja lub około 11 listopada, oczywiście tylko wtedy, gdy na przedłużeniu linii łączącej Słońce i Merkurego znajdzie się w tych dniach nasza planeta.

Tegoroczny tranzyt Merkurego zalicza się do tych wiosennych, występujących podczas majowego przejścia przez węzeł zstępujący orbity. Tranzyt pod względem czasowym opisać można czterema momentami, czyli tzw. kontaktami. Pierwszy kontakt występuje w chwili, gdy brzeg tarczy Merkurego zaczyna wchodzić na tarczę słoneczną. Zaledwie
w 2-3 minuty później następuje drugi kontakt – moment, w którym cała tarcza Merkurego znajduje się na tarczy Słońca. Przez kolejne kilka godzin planeta powoli wędruje na tle Słońca, po czym następuje trzeci kontakt – moment, w którym tarcza Merkurego zaczyna opuszczać tarczę słoneczną. Ostatnim akcentem zjawiska jest czwarty kontakt, gdy planeta znika nam z oczu.

 

Poniżej momenty czasowe dla tegorocznego tranzytu. Jako że na początku maja będzie obowiązywał czas letni (wschodnioeuropejski, CWE) wszystkie momenty podawane są w tym właśnie czasie.


Początek (I kontakt):    9 maja 2016    13:12
II kontakt:        9 maja 2016    13:15
Maksimum:        9 maja 2016    16:57
III kontakt:        9 maja 2016    20:39
Koniec (IV kontakt):    9 maja 2016    20:42

 

 

 

Początek zjawiska będzie miał miejsce niemal w południe. Słońce będzie wówczas bardzo wysoko nad horyzontem. Wędrówka Merkurego po tarczy słonecznej trwać będzie przez całe popołudnie, aż do zachodu Słońca, dlatego też do obserwacji warto wybrać miejsce z odsłoniętym niebem południowo-zachodnim i zachodnim. Warto zauważyć, że dwa końcowe momenty zjawiska w większej części Polski nie będą widoczne, ponieważ wystąpią już po zachodzie Słońca. Wyjątkiem będą połnocno-zachodnie krańce naszego kraju (Szczecin, Świnoujście). Tam przy obserwacji z miejsca gwarantującego widoczność horyzontu w kierunku zachodnim, możliwe będzie zaobserwowanie trzeciego i czwartego kontaktu.

Ponieważ Merkury jest planetą znacznie mniejszą od Wenus i w momencie tranzytu znajduje się znacznie dalej od Ziemi, to jego rozmiary kątowe podczas tranzytu są wielokrotnie mniejsze. Tranzyty Wenus i Merkurego od strony wizualnej różnią się znacząco. O ile tranzyt Wenus zaobserwować można nawet bez użycia sprzętu optycznego, o tyle przy tranzycie Merkurego niezbędna będzie co najmniej lornetka. Rozmiar tarczy Merkurego podczas tranzytu to 12”, co jest wartością pięciokrotnie mniejszą niż w przypadku Wenus i około czterokrotnie mniejszą niż w przypadku Jowisza znajdującego się w opozycji. Lornetka zabezpieczona filtrami obiektywowymi ukaże niewielki czarny punkt powoli zmieniający swoje położenie. Przez nawet dość prosty i tani teleskop dostrzeżemy niewielką tarczę. Jak obserwować tranzyt? Poniżej kilka porad.

1. Prosta obserwacja przez lornetkę

Dowolna lornetka (no może z wyjątkiem teatralnej) nadaje się do obserwacji tranzytu. Wskazane są modele z większym powiększeniem (około 10x-15x), tak aby łatwiej było dostrzec planetę. Na obiektywy lornetki obowiązkowo należy założyć filtry wykonane z folii mylarowej. Folia taka dostępna jest w ofercie Delta Optical jako Folia Słoneczna Baader i występuje w dwóch wariantach. Do obserwacji przez lornetkę potrzebna będzie folia oznaczona jako ND5.0. Zazwyczaj wystarczą 2 fragmenty o rozmiarach 10×10 cm. Zalecane jest zamocowanie lornetki na statywie.

2. Obserwacja przez mały teleskop z filtrem słonecznym

To najbardziej zalecana metoda – nawet mały siedmiocentymetrowy refraktor z założonym filtrem słonecznym będzie zupełnie wystarczającym sprzętem do obserwacji tego zjawiska. Filtr w postaci wycinka folii Baadera o odpowiednim rozmiarze mocujemy na wlocie tuby optycznej. Jeśli obserwujemy przez okular musimy wybrać folię typu ND5.0. Do większości teleskopów Sky-Watchera dostępne są proste mocowania, w które wkleić można folię słoneczną.

3. Obserwacja metodą projekcyjną

Niegdyś bardzo popularna metoda. Za okularem teleskopu umieszcza się ekran słoneczny (kartkę papieru naklejoną na sztywny karton, fragment białej płyty meblowej itp.). Na ekran rzutujemy obraz Słońca z okularu, przez co może on być obserwowany przez wiele osób jednocześnie. Wiele współczesnych teleskopów nie nadaje się do takich obserwacji, ponieważ powszechnie stosowane plastikowe elementy konstrukcyjme mogą ulec uszkodzeniu przy nagrzaniu przez silne światło słoneczne. W ofercie Delta Optical jest dostępny teleskop stworzony do tego typu obserwacji – jest to Sky-Watcher SK609EQ1 fabrycznie wyposażony w ekran do obserwacji Słońca.


O czym warto pamiętać?

1. Folie słoneczne występują w dwóch rodzajach – ND5.0 i ND3.8. Do obserwacji przez teleskop nadaje się tylko folia ND5.0. Folia ND 3.8 przepuszcza 16 razy więcej światła i nadaje się tylko do fotografowania (aparat wytrzyma więcej niż oko). Warto pamiętać, że przez folię ND5.0 można też fotografować, choć czasy naświetlania będą nieco dłuższe (sprawa zaniedbywalna przy czułościach współczesnych lustrzanek).

2. Folie słoneczne zakładamy wyłącznie na obiektywy. Folia umieszczona od strony okularu ulegnie zniszczeniu tuż po skierowaniu sprzętu w stronę Słońca.

3. Nie wolno obserwować przez teleskop w okularach słonecznych przeznaczonych do obserwacji zaćmień. Okulary takie ulegną błyskawicznemu zniszczeniu narażając wzrok na poważne niebezpieczeństwo.

4. Ostrość obrazu możemy poprawić stosując filtry Solar Continuum. Filtry te przepuszczają bardzo wąskie pasmo promieniowania leżące w maksimum widma słonecznego. Obserwowany obraz jest niemal monochromatyczny, wyeliminowane zostają wszelkie efekty związane z aberracją chromatyczną obiektywu.

Zachęcamy wszystkich gorąco do obserwacji nadchodzącego tranzytu. Kolejny czeka nas w listopadzie 2019 roku, a z pogodą w listopadzie różnie bywa. Co więcej, Merkury jest planetą bardzo trudną do zaobserwowania. W pewnych momentach Merkurego odnaleźć można bardzo nisko nad wschodnim lub zachodnim horyzontem, zawsze w łunie wschodzącego lub zachodzącego Słońca. Zapewne wielu obserwatorów wciąż jeszcze nie widziało Merkurego, a nadchodzący tranzyt będzie nieco niezwykłym sposobem, aby planetę zobaczyć
i to w dość niecodzienny sposób. Życzymy udanych i przede wszystkim BEZPIECZNYCH obserwacji.

Delta Optical | www.deltaoptical.pl

Kategoria: Astronomia, Bez kategorii
Skomentuj

Noktowizor – co to takiego? Przewodnik po noktowizji

Noktowizor jest urządzeniem optycznym, które skupia, a następnie wzmacnia światło. W odróżnieniu od klasycznej lornetki czy lunety celowniczej, w których światło jest tylko skupiane dostarczane do oka, noktowizor, dodatkowo, wzmacnia je elektronicznie. Do wzmacniania światła służy specjalny element wewnątrz noktowizora – wzmacniacz obrazu, zwany potocznie lampą noktowizyjną. Wzmacniacz obrazu, czyli serce noktowizora, zamienia skupione przez obiektyw noktowizora światło na strumień elektronów i przyspiesza je w silnym polu elektromagnetycznym. Przyspieszone elektrony uderzają w ekran pokryty świecącym na zielono fosforem, odwzorowując na nim wyraźny i jasny obraz nocnego otoczenia, widoczny przez okular noktowizora.

Noktowizja została wynaleziona już w latach 20′ ubiegłego stulecia po to, by pomóc człowiekowi lepiej widzieć nocą. Człowiek, jako istota przystosowana do dziennego trybu życia, nie jest obdarzony nawet w części tak czułym wzrokiem, jakim obdarzone są drapieżniki i liczne stworzenia prowadzące głównie nocny tryb życia.

Zazwyczaj, w nocnym otoczeniu jest wystarczająco dużo światła pochodzącego od księżyca, gwiazd oraz osiedli ludzkich, które choć ledwo widoczne, doskonale nadaje się dla noktowizora. Jest to tzw. światło szczątkowe. Dobry noktowizor jest w stanie wzmocnić światło szczątkowe nawet 35 tysięcy razy, umożliwiając obserwację odsłoniętego terenu aż po sam horyzont. Jeśli akurat jest pełnia, obraz dostarczany przez wysokiej klasy noktowizor wygląda niczym podczas słonecznego dnia. Z uwagi na powiększenie takich noktowizorów wynoszące od 1 do 5 razy, sylwetkę człowieka czy też zwierzyny można dostrzec z odległości nawet 700 metrów!

Zdarza się, że w obserwowanym otoczeniu nie ma światła szczątkowego, np. podczas nowiu, pochmurnej nocy z dala od osiedli ludzkich lub w gęstym lesie. Jeśli nie ma światła szczątkowego niezbędnego do działania noktowizora, należy wówczas używać iluminatora. Wszystkie noktowizory są wyposażone w tzw. iluminator podczerwieni, zwany potocznie podświetleniem, diodą lub laserem. Iluminator podczerwieni jest dla noktowizora tym samym, co latarka dla ludzkiego oka. Jeśli jest kompletnie ciemno, po włączeniu iluminatora obserwator może widzieć przez noktowizor teren do odległości maksymalnie 50-200 metrów. Jeśli światło szczątkowe się pojawia, zasięg noktowizora bardzo szybko wzrasta.

yukon_l_808_img_01

Iluminator podczerwieni Pulsar L-808S.

Iluminatory są produkowane w dwóch technologiach – z emiterem diodowym oraz nowoczesnym, laserowym. Laserowe urządzenia cechują się znacznie większym zasięgiem i zmniejszonym rozpraszaniem wiązki na boki, przez co są znacznie trudniejsze do dostrzeżenia z zewnątrz. Zarówno iluminatory diodowe jak i laserowe występują w dwóch odmianach – widocznej i niewidocznej dla oka. Iluminatory widoczne dla oczu ludzi i zwierząt pracują przy długości fali poniżej 900 nm i nadają się do wszystkich typów noktowizorów i wszystkich generacji, natomiast specjalne „niewidzialne” iluminatory cechują się długością fali powyżej 900 nm i współpracują jedynie z noktowizją cyfrową.

Basic CMYK

Porównanie zasięgu różnych rodzajów iluminatorów.

Noktowizory są podzielone na tzw. generacje, bardzo różniące się od siebie nie tylko ceną, ale przede wszystkim możliwościami. Oznaczone są cyframi arabskimi lub zamiennie, rzymskimi. Noktowizory generacji 1 (I) są podstawowymi urządzeniami o najniższej technologii. Działają w zasadzie tylko w oparciu o wbudowany iluminator podczerwieni, gdyż wzmacniają światło zbyt słabo, aby wykorzystywać do pracy jedynie światło szczątkowe. Nadają się w zasadzie tylko dla tych użytkowników, którzy chcą odnaleźć wieczorem drogę do domu lub do obserwacji zwierzyny blisko swojego obejścia i nie są one polecane myśliwym, gdyż ich zasięg nie przekracza 50 metrów. Ulepszeniem tych urządzeń są noktowizory generacji 1+ (I+), w których zastosowano bardziej skomplikowane technologie. Urządzenia tej generacji często obywają się bez pomocy iluminatora podczerwieni, w zamian oferując zasięg do 200 metrów i akceptowalną ostrość obrazu. Podczas pełni można w takich urządzeniach swobodnie obserwować teren aż po horyzont. Noktowizory generacji 1+ mogą być już używane do obserwacji przez myśliwych.

nokto

Porównanie widoku nocnego krajobrazu w noktowizorach różnej generacji.

Najwyższą dostępną powszechnie w Polsce generacją noktowizji jest generacja 2+ (II+). Wewnątrz takiego urządzenia stosuje się kosztowną i złożoną technologię, wielokrotnie przewyższającą czułością poprzednio omawiane generacje. Już w najsłabszym świetle szczątkowym zasięg tego typu noktowizora przekracza 200 metrów, a już przy niewielkim księżycu można obserwować przez niego teren aż po horyzont. Tak zaawansowane noktowizory praktycznie zawsze obywają się bez dodatkowego iluminatora podczerwieni, dzięki czemu obserwator jest „niewidzialny” dla innych osób obecnych na tym samym terenie, wyposażonych w noktowizory. 

Prezentujemy przykładowe nagrania obrazu widzianego w tak zaawansowanym noktowizorze podczas nocnych obserwacji, w porównaniu do jeszcze bardziej zaawansowanego technologicznie urządzenia, jakim jest termowizor. O termowizji opowiemy w odrębnym wpisie:

Natomiast poniżej, schemat poglądowy noktowizora generacji 2+:

nokto1a

Należy tutaj wspomnieć o ostatniej „generacji” noktowizorów, czyli generacji cyfrowej. Choć nie jest to formalnie żadna z kolejnych generacji, zwykło się tak określać urządzenia, które wzmacniają światło nie za pomocą lampy noktowizyjnej, lecz z użyciem światłoczułej matrycy CCD. Zarejestrowane na matrycy CCD światło jest zamieniane na obraz elektroniczny, widoczny przez okular noktowizora na monitorze LCD wbudowanym w urządzenie. Noktowizory cyfrowe, zwłaszcza te najnowsze, zaczynają konkurować możliwościami ze starszymi noktowizorami generacji 2+ (II+) i prześcigają wszystkie noktowizory niższych generacji. Cyfrowe urządzenia noktowizyjne nie posiadają wad konwencjonalnej noktowizji, takich jak ograniczona trwałość, wrażliwość na silne światło i widoczność iluminatora podczerwieni przez osoby trzecie. Ich największą zaletą jest możliwość nagrywania obrazu za pomocą rejestratorów video lub wprost na wkładaną w urządzenie kartę pamięci. Film z takiej karty może być później odtworzony na komputerze lub nawet w samym urządzeniu. Poniżej prezentujemy schemat poglądowy takiego noktowizora:

noktod1a

Najciekawszym z ogólnie dostępnych urządzeń noktowizyjnych, jest lornetka noktowizyjna Pulsar Edge GS. Noktowizor ten budową przypomina klasyczną lornetkę, np. Delta Optical Titanium 8×56 ROH. Urządzenie posiada dwa, wysokiej jakości wzmacniacze obrazu generacji 1+, zapewniające jasny i ostry obraz o zasięgu dochodzącym do 300 metrów. Produkt ten jest wyjątkowy wśród wielu rodzajów urządzeń noktowizyjnych, ponieważ zapewnia trójwymiarowe widzenie obuoczne, które bardzo poprawia dostrzegalność szczegółów i ocenę odległości do celu. Wśród nich można wyróżnić modele 2,7×50 oraz 3,5×50 z powiększeniem odpowiednio 2,7 i 3,5x oraz dodatkowo, modele 2,7×50 L oraz 3,5×50 L, wyposażone w lepszy, laserowy iluminator podczerwieni dalekiego zasięgu, który posiada szeroki zakres regulacji jasności. Oprócz lornetek z powiększeniem, w serii Pulsar Edge można znaleźć gogle z mocowaniem na głowę, bez powiększenia (link do sklepu: http://deltaoptical.pl/szukaj.php?szukaj=edge%20gs). Każda lornetka noktowizyjna Edge cechuje się bardzo długim czasem działania na jednym komplecie baterii, który wynosi aż kilkadziesiąt godzin. Ostrość w lornetce noktowizyjnej Pulsar Edge ustawiana jest niezależnie dla każdego oka, przez co mogą korzystać z niej również osoby z wadą wzroku.

aswt

Lornetka noktowizyjna Pulsar Edge GS 2,7×50 L

Następnym urządzeniem obserwacyjnym, które warto opisać jest noktowizor cyfrowy Pulsar Recon. Jest to w istocie cała seria noktowizorów, tańszych i droższych, które łączą istotne cechy, takie jak całkowita odporność na jasne światło, możliwość podłączenia zewnętrznych rejestratorów video i monitorów oraz współpraca z niewidocznymi dla oka iluminatorami podczerwieni 915 i 940 nm (link do sklepu: http://deltaoptical.pl/szukaj.php?szukaj=recon). Lekkie obudowy tych noktowizorów, wykonane są z wytrzymałego kompozytu są odporne na mróz, upadki i wilgoć. Wyglądem przypominają kamery video, przez co są wygodne w użyciu. Powiększenie noktowizorów Pulsar serii Recon wynosi 5x. Modele 850R oraz 870R posiadają wbudowany recorder video, pozwalający na rejestrację nocnych filmów na kartę SD wkładaną wprost do noktowizora. Modele X850 oraz X870 wbudowanego rejestratora nie posiadają, są za to „uzbrojone” w technologię SumLight, znacznie zwiększającą czułość urządzenia w całkowitej ciemności.

ery

Noktowizor cyfrowy Pulsar Recon X850.

Kategoria: Bez kategorii
Skomentuj

Teleskopy systemu Schmidta-Cassegraina Seria Celestron NexStar SE

Gdy chcemy osiągnąć w obserwacjach astronomicznych kompromis pomiędzy aperturą, a wielkością teleskopu i jego wagą, warto zwrócić uwagę na teleskopy o konstrukcji Schmidta–Cassegraina. Teleskop taki składa się ze zwierciadła głównego, asferycznej płyty korekcyjnej i zwierciadła wtórnego. Rozwiązanie opracował już w 1931 roku optyk i astronom estońskiego pochodzenia – Bernhard Schmidt.

Sferyczne zwierciadło główne jest poprzedzone szklaną płytą korekcyjną (soczewka asferyczna) umieszczoną w środku krzywizny zwierciadła, której zadaniem jest redukcja aberracji sferycznej. Imponującym, w systemie optycznym Schmidta-Cassegraina, zwanym w skrócie SCT, jest stosunek ogniskowej tego układu do długości tubusa. 2 metry ogniskowej modelu o aperturze 8” (20 cm) możemy umieścić w tubusie o długości nawet 43 cm!

Czytaj dalej

Kategoria: Astronomia
Skomentuj