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Woher wissen sie, dass dies eine kugelförmige Gashülle ist und nicht nur so etwas wie ein Airy-Muster-ähnliches Artefakt, das von der großen interferometrischen Apertur des VLT erzeugt wird?
Bild von: https://www.eso.org/public/images/eso0906b/
Ich bekomme 180 Pixel von der Mitte bis zum ersten Minimum und 72 Pixel = 4 mas. Das ist das erste Minimum bei 10 mas oder 4.8E-08 Radiant. Die Wellenlängen betragen etwa 1,6 Mikrometer, was einer kreisförmigen Apertur von 40 Metern bei 1,22 /d entsprechen würde.
Sind sie wirklich sicher, dass es sich um eine echte Shell und nicht um eine Airy-Disk handelt? Wie wurde das nachgewiesen?
Von https://www.eso.org/public/news/eso0906/
„Wir konnten ein erstaunliches Bild konstruieren und erstmals die zwiebelartige Struktur der Atmosphäre eines Riesensterns in seiner späten Lebensphase sichtbar machen“, sagt Antoine Mérand, Mitglied des Teams. „Numerische Modelle und indirekte Daten haben es uns ermöglicht, uns das Aussehen des Sterns früher vorzustellen, aber es ist ziemlich erstaunlich, dass wir ihn jetzt in Farbe sehen können.“
Obwohl es nur 15 mal 15 Pixel groß ist, zeigt das rekonstruierte Bild eine extreme Nahaufnahme eines 100 Mal größeren Sterns als die Sonne, ein Durchmesser, der ungefähr der Entfernung zwischen Erde und Sonne entspricht. Dieser Stern ist wiederum von einer Kugel aus molekularem Gas umgeben, die wiederum etwa dreimal so groß ist.
T Leporis im Sternbild Lepus (der Hase) befindet sich 500 Lichtjahre entfernt. Es gehört zur Familie der Mira-Sterne, die Amateurastronomen gut bekannt sind. Dies sind riesige veränderliche Sterne, die ihren Kernbrennstoff fast erloschen haben und an Masse verlieren. Sie nähern sich dem Ende ihres Lebens als Sterne und werden bald sterben und zu Weißen Zwergen werden. Die Sonne wird in wenigen Milliarden Jahren zu einem Mira-Stern, der die Erde in den letzten Wehen mit Staub und Gas verschlingt.
Mira-Sterne gehören zu den größten Fabriken für Moleküle und Staub im Universum, und T Leporis ist keine Ausnahme. Es pulsiert mit einer Periode von 380 Tagen und verliert jedes Jahr das Äquivalent der Erdmasse. Da die Moleküle und der Staub in den Atmosphärenschichten gebildet werden, die den Zentralstern umgeben, möchten Astronomen diese Schichten sehen können. Dies ist jedoch keine leichte Aufgabe, da die Sterne selbst so weit entfernt sind - trotz ihrer enormen Eigengröße kann ihr scheinbarer Radius am Himmel nur ein halbes Millionstel des Sonnenradius betragen.
„T Leporis sieht von der Erde aus so klein aus, dass nur eine interferometrische Einrichtung wie das VLTI am Paranal ein Bild davon aufnehmen kann. VLTI kann Sterne auflösen, die 15-mal kleiner sind als die des Hubble-Weltraumteleskops“, sagt Le Bouquin.
Um dieses Bild mit dem VLTI zu erstellen, mussten die Astronomen den Stern mehrere Nächte hintereinander mit allen vier beweglichen 1,8-Meter-VLT-Hilfsteleskopen (ATs) beobachten. Die ATs wurden in verschiedenen Dreiergruppen zusammengefasst und auch an verschiedene Positionen verschoben, wodurch neue interferometrische Konfigurationen geschaffen wurden, sodass Astronomen ein virtuelles Teleskop mit einem Durchmesser von etwa 100 Metern emulieren und ein Bild aufbauen konnten.
„Solche Bilder zu erhalten, war eine der Hauptmotivationen für den Bau des Very Large Telescope Interferometers. Wir sind jetzt wirklich in die Ära der stellaren Bildgebung eingetreten“, sagt Mérand.
Eine perfekte Illustration dafür ist ein weiteres VLTI-Bild, das das Doppelsternsystem Theta1 Orionis C im Orionnebel-Trapez zeigt. Dieses Bild, das zum ersten Mal aus VLTI-Daten erstellt wurde, trennt die beiden jungen, massereichen Sterne deutlich von diesem System. Die Beobachtungen selbst haben eine räumliche Auflösung von etwa 2 Millibogensekunden. Aus diesen und einigen anderen Beobachtungen konnte das Astronomenteam um Stefan Kraus und Gerd Weigelt vom Max-Planck-Institut in Bonn die Eigenschaften der Umlaufbahn dieses Doppelsternsystems ableiten, einschließlich der Gesamtmasse der beiden Sterne ( 47 Sonnenmassen) und ihre Entfernung von uns (1350 Lichtjahre).
Sind sie wirklich sicher, dass dies keine Airy-Disk ist? Wie wurde das ausgeschlossen? - Astronomie
Endlich ETX zurückbekommen, und wie bei vielen anderen war das Zielfernrohr wieder aus der Kollimation. Ich habe eine Idee, warum dies geschieht, da ich Letzteres erklären werde. Die Optik, der Antrieb und die Sauberkeit wurden sehr gut getestet, daher habe ich beschlossen, das Gerät selbst zu kollimieren. Es ist nicht schwierig. (Bitte beachten Sie! Dies kann zum Erlöschen Ihrer Garantie führen) Wenn Sie feststellen, dass der Schatten des sekundären Hindernisses um 5:00 Uhr liegt, wenn Sie Ihr etx zurückbekommen, versuchen Sie dies. (Bei Tageslicht) Klappen Sie den Spiegel nach unten und schauen Sie geradeaus durch die Rückseite. Sie sollten den sekundären Spiegel gegen sieben Uhr versetzt sehen. Entfernen Sie den Fokusknopf und die 3 Schrauben, die den OTA am Kunststoffgehäuse halten, ziehen Sie den OTA vorsichtig aus dem Gehäuse und legen Sie ihn mit dem Fokus auf einen Tisch, so wie er aus dem Gehäuse herausgekommen ist (rechte Seite). Auf der Rückseite befinden sich sechs Schrauben, die alle mit einem Inbusschlüssel eingestellt werden können. Drei dieser Schrauben haben einen großen flachen Kopf, diese halten die Spiegelbaugruppe im Ota, berühren diese nicht. Sie werden feststellen, dass 3 weitere Stellschrauben mit fest aufgemaltem Schloss darauf gemalt sind. Markieren Sie ihre aktuelle Position mit einem Bleistift und achten Sie darauf, dass die Ausrichtung gleich bleibt. Lösen Sie mit einem Inbusschlüssel die beiden Stellschrauben auf der linken Seite (Sie müssen das Siegel des Schlosses fest aufbrechen, damit es etwas Kraft braucht) und nehmen Sie einfach den Druck auf diese beiden Schrauben zurück. Es ist ungefähr eine Achterdrehung. Schauen Sie nun durch das OTA. Sie sollten feststellen, dass das Sekundärteil jetzt zentriert oder näher erscheint, als es war, kippen Sie das Zielfernrohr wieder nach oben und üben Sie etwas Druck auf diese Schrauben aus, überprüfen Sie das OTA erneut. Setzen Sie das Gerät abschließend wieder in das Gehäuse ein und überprüfen Sie die Kollimation an einem Weihnachtsschmuck. Stellen Sie diese beiden Schrauben fein ein, bis die Kollimation perfekt ist. (Es sollte fast perfekt sein, indem Sie einfach den Druck auf zwei Stellschrauben verringern.
DAS ERGEBNIS.
Ich testete das Gerät gegen ein 6-Zoll-Quantum und fand, dass das Bild genauso gut war, sogar noch besser bei einigen der dunkleren Planetendetails. Bitte versuchen Sie dies NICHT, es sei denn, Sie sind sich sicher, dass Ihre Optik gut ist und Sie bereits Erfahrung mit Kollimationsteleskopen haben.
Warum so viele Einheiten außerhalb der Kollimation? Ich habe drei gehabt. Entweder ist ihre Kollimationsvorrichtung nicht richtig kalibriert, oder die Sperre verursacht das Problem.
Sind sie wirklich sicher, dass dies keine Airy-Disk ist? Wie wurde das ausgeschlossen? - Astronomie
Wir werden die Theorie, das Design und die Konstruktion von Testern ausführlich in einer anderen Abhandlung behandeln. Unser Ziel hier ist es, das Testverfahren zu erlernen, daher beschränken wir unsere Diskussion der Testerfunktionen auf das Wesentliche. Unser Testgerät besteht aus zwei grundlegenden Funktionskomponenten: (1) Einem Montageplattformtisch, der eine lineare Translationsbewegung in den X- und Y-Achsen ermöglicht und: (2) einer sehr kleinen Lichtquelle und einer Messerschneide, die auf diesem Tisch in einer senkrechten Ebene getragen werden carried zur optischen Achse unseres Spiegels.
Die Messerschneide und die Lichtquelle sind beide deckungsgleich in einer Ebene montiert (in derselben Ebene montiert), durch die die OA des Spiegels senkrecht verläuft. Diese Baugruppe ist wiederum auf der beweglichen Plattformbühne montiert, so dass sie im rechten Winkel und auch entlang (parallel) des OA des Spiegels bewegt werden kann. Ein Skalen- oder Schraubenmikrometer ist zum Ablesen des Bewegungsbetrags des Y-Bewegungstisches (Bewegung entlang oder parallel zum OA) vorgesehen. Da unsere Lichtquelle und die Messerschneide beide auf derselben Platte montiert sind, die auf dem Plattformtisch (Moving Source Tester) getragen wird, bewegen sie sich gemeinsam in der X- und Y-Achse als Einheit. Besonderer Hinweis: Die meisten erfahrenen Mitarbeiter kennen Tester mit einer stationären Lichtquelle, bei der nur der KE beweglich ist. In unserer Abhandlung über Tester werden wir zeigen, warum das gemeinsame Tragen von KE und Lichtquelle vorteilhafter ist.
Vermessung und Vermessung des Paraboloids
Abbildungen 8a bis 8f zeigen das Aussehen eines vollständig parabolisierten Spiegels mit kurzer Brennweite für sechs verschiedene Positionen entlang seines OA, wie mit dem KE betrachtet. Konventionsgemäß werden wir immer damit beginnen, den Mikrometer für die Y-Achsen-Bewegung unseres Testers auf Null voreinzustellen, nachdem der Tester so positioniert wurde, dass er den mittleren Bereich des Spiegels auf Null setzt. Von dort aus werden wir die KE entlang des OA vom Spiegel weg rückwärts arbeiten, um nacheinander den Nullpunkt für mehrere verschiedene ausgewiesene Zonen auf dem Spiegel zu finden. Unter jeder Darstellung des Aussehens des Spiegels ("Erscheinung") für jede Einstellung des KE zeigen wir eine Zeichnung, die den scheinbaren Querschnitt des Spiegels darstellt. Denken Sie daran, wir sagten, wir würden uns einen konkaven sphärischen Spiegel immer als flach vorstellen, wenn er von seinem Krümmungsmittelpunkt auf Null gesetzt betrachtet wird. In ähnlicher Weise werden wir uns die Form des Paraboloids bei Betrachtung mit dem KE als eine Abweichung von der Ebenheit unserer "flachen" Referenzkugel vorstellen.
Nachdem wir den sehr zentralen Bereich des Spiegels auf Null gesetzt haben, bewegen wir den KE vom Spiegel weg und halten an der in Abb. 8b. Beachten Sie, dass der Spiegel einen ringförmigen, kreisförmigen "Kamm" zu haben scheint, der eine sichtbare, sanfte Wölbung um seine Mitte herum nur ein kleines Stück nach außen überragt. Unser KE befindet sich genau am C von C einer sehr schmalen Zone, die diesen Kamm überragt. Genauer gesagt (da keine Zone auf einem Paraboloid wirklich einen Krümmungsmittelpunkt haben kann), befinden wir uns an dem Punkt auf dem OA, an dem die Strahlen dieser Zone sie genau kreuzen. Unser Mikrometer wird uns bei der Inspektion zeigen, wie weit sich der KE nach hinten bewegt hat, um diese besondere Erscheinung des Spiegels zu erzeugen. Der Mikrometer-Indikator zeigt uns die Position des KE entlang des OA, wo die Lichtstrahlen dieser Zone ihn kreuzen, relativ zu seiner vorherigen Position.
Wir können das KE weiterhin vom Spiegel wegbewegen und nacheinander die anderen Erscheinungen bei c,d,e und f notieren. Der Mikrometer zeigt uns immer die relative Position entlang des OA für das C von C der schmalen Zone, die durch den Kamm der Ausbuchtung repräsentiert wird. Wir können nicht nur das C von C für jede Zone, die von unserem Tester auf Null gesetzt wurde, ziemlich genau entlang des OA lokalisieren, wir können auch die Position der Zone selbst auf dem Spiegel messen, ihren Radius von der Mitte des Spiegels. Und das sind die einzigen beiden Größen, die wir bei der Gestaltung unseres Spiegels genau bestimmen müssen, um daraus einen Ausschnitt des wahren Paraboloids zu formen!
Wir legen im Voraus fest, welche Krümmungszentren wir überwachen möchten, bevor wir mit der Berechnung beginnen. Konventionen oder Regeln über die Anzahl und Standorte von Zonen für die Prüfung variieren je nach Arbeiter. Die gängige Konvention, den Spiegel in flächengleiche Zonen zu unterteilen, ist wahrscheinlich am vorteilhaftesten. Flächengleiche Zonen werden sukzessive immer schmalere und dichter gebündelte Zonen nach außen zum Rand des Spiegels hin bereitstellen. Dies erscheint insofern vernünftig, als wir die äußeren Zonen mit engeren Toleranzen bemessen müssen als die inneren Zonen. Es ist sehr wahr, wie mir ein älterer Meister einmal sagte: "Die Randzone bestimmt die Leistung des Spiegels."
Nehmen wir als Beispiel ein Projekt zur Berechnung eines 10-Zoll-Spiegels mit einer Brennweite von sechzig Zoll. Um die Position der Mitte jeder Zone (als Radius von der Mitte des Spiegels) für jeden Spiegeldurchmesser zu ermitteln, multiplizieren Sie den Radius des Spiegels (in diesem Fall 5 Zoll) nacheinander mit: 0,316 0,548 0,707 0,837 und 0,945. Für unseren 10-Zoll-Spiegel beträgt die auf diese Weise berechnete Mitte jeder Zone nacheinander: 1,58" 2,74", 3,53", 4,185" und 4,725", gemessen von der Spiegelmitte (d. h. als Radien).
Damit die Kurve des Spiegels der richtige Abschnitt eines echten Paraboloids für seinen gegebenen Durchmesser und seine Brennweite ist, wird das C von C jeder Zone durch eine Formel festgelegt. Die Position des C von C jeder Zone ist um die folgenden Abstände weiter vom C von C des sehr zentralen Bereichs des Spiegels entfernt:
Zone 1 | (1,58") | 0,01" |
Zone 2 | (2,74") | 0.031" |
Zone 3 | (3,53") | 0.052" |
Zone 4 | (4,18") | 0.073" |
Zone 5 | (4,72") | 0.093" |
Diese Werte werden durch die Formel (Abb. A) bestimmt, wobei "r" den Radius einer Zone auf dem Spiegel und "R" den Krümmungsradius des Spiegels darstellt (natürlich wie vorgestellt) , als kugelförmig, vor dem Gestalten). Dies ist nicht ganz die Formel, mit der die meisten erfahrenen Arbeiter vertraut sind, da ihre Tester ihre Lichtquelle häufiger festhalten und nur die Messerkante entlang der OA des Spiegels bewegen. Wie bereits erklärt, werden wir sowohl das KE als auch die Lichtquelle auf einer kleinen Platte zusammen tragen, um sie gleichzeitig entlang des OA bewegen zu können.
Es ist einzigartig und merkwürdig, wie einige veraltete Praktiken auch noch lange nach dem Vorzeigen erheblich verbesserter Praktiken populär bleiben. In unserem Artikel zu Tester-Design und -Konstruktion zeigen wir einige enorme Vorteile, um KE und Lichtquelle zusammen zu tragen, und zwar auf eine bestimmte Art und Weise.
Auffinden der Spiegelzonen
Wir brauchen eine praktische Methode, um eine bestimmte Zone auf dem Spiegel genau zu lokalisieren, um sie mit der Messerschneide des Testers zu nullen. Schauen wir uns noch einmal Abbildung 8d an. Diese Abbildung zeigt die Zone Nr. 3 (3,53 Zoll), die durch die Messerschneide unseres Testers auf Null gesetzt wird. Diese Zone teilt den Spiegel in zwei gleiche Bereiche und wird konventionsgemäß als "707-Zone" bezeichnet. Wie können wir sicher sein, dass der Bereich, der auf Null gesetzt wird (umlaufend gleich grau - der graue "Kamm" der Ausbuchtung) tatsächlich auf der 3,53-Zoll-Zone zentriert ist? Wir werden eine speziell vorbereitete Markierung vor dem Spiegel platzieren, um seine Zonen zu lokalisieren.
Zonenortungsmasken für Foucault-Tests gibt es in zwei Grundtypen. Der traditionelle Typ hat zwei gleich große Öffnungen, die für die linke und rechte Seite jeder Zone in die Maske geschnitten sind. Im Laufe der Jahre habe ich einige wichtige Verbesserungen in ihrem Design und ihrer Anwendung entwickelt, die ihre Genauigkeit und Benutzerfreundlichkeit verbessert haben. Schließlich entdeckte ich jedoch die Vorteile der Zonenortungsmaske im "Everest"-Stil und begann, ausschließlich diesen Typ herzustellen und zu verwenden, wobei ich schnell Verbesserungen in das Grundkonzept von Everest integrierte, genau wie ich es bei den traditionellen Zonenortungsmasken getan hatte.
Der grundlegende Ansatz von Everest bestand darin, einen Meterstab vor den zu testenden Spiegel zu hängen, wobei Paare von geraden Stiften aus einer Kante herausragen, um die Radien der Testzonen zu markieren. Die geraden Stifte waren in scharfer Silhouette gegen die Nullzone zu sehen - man konnte ihre Umrisse jeweils auf beiden Seiten des Spiegels gegen den Kamm des "Donuts" dahinter sehen. Wie von Everest verkörpert, wird der Test durch einen Wahrnehmungsfehler etwas behindert. Ich habe diesen Mangel festgestellt und das Design verbessert, indem ich jedes Paar von geraden, vertikal stehenden Markierungen (Everests "Stifte") zu Markierungen gemacht habe, die auf die gleichen Radien wie die Zonen, die sie darstellen, gekrümmt sind. Die Verbesserung der Sicherheit beim Lokalisieren einer Zone mit dieser Art von Maske ist dramatisch.
Ein Beispiel für diese Art von Maske ist in Abbildung 9 gezeigt. In diesem speziellen Beispiel (einer frühen Form meines verbesserten Designs) ragen die kleinen Markierungs- "Hörner" aus dem Querstück heraus, das sie trägt supports . Bei diesem früheren Beispiel liegen die spitzen Spitzen der Anzeigehörner entlang eines Meridians über den horizontalen Durchmesser des Spiegels. Noch besser sind etwa doppelt so lange Hörner, die sich gleich über und unter dem Spiegelmeridian des horizontalen Durchmessers erstrecken. Diese gebogenen Anzeigehörner können ziemlich lang gemacht werden, da sie genau eine Zone lokalisieren, die überall unter der gesamten Länge jedes Horns liegt. Hier ist ein merkwürdiger Wahrnehmungseffekt am Werk. Je länger die Hörner, desto sicherer ist der Eindruck der darunter liegenden Lage des Wappens. Wenn Sie Ihre ersten Masken zur Zonenortung herstellen, machen Sie diese Hörner so lang, wie Sie möchten, aber jedes von ihnen muss auf seiner gesamten Länge auf den Radius der Zone, die markiert werden soll, gekrümmt sein.
Die Maske wird ganz einfach mit einem Balkenkompass auf Poster oder Zeichenkarton vorbereitet und dann mit einem scharfen Hobbymesser ausgeschnitten. Die in Abbildung 9 gezeigte Konfiguration ist fast perfekt - aber strecken Sie die schmalen, gebogenen Hörner nach oben durch den mittleren, horizontalen Durchmesser des Spiegels weiter, als ich sie zeige. Ich habe die besten Ergebnisse mit Masken erzielt, bei denen sich die Hörner gleich weit über und unter dem horizontalen Durchmesser des Spiegels erstrecken. Sie sollten besonders bei kleineren Spiegeln recht schmal gehalten werden.
Abb. 9 zeigt, dass die .707r-Zone auf Null gesetzt wird. Das mittlere Paar Indikatorhörner (drittes Paar, nach außen von der Spiegelmitte) scheint direkt auf dem Kamm der torus- oder krapfenartigen Ausbuchtung zu liegen. Wir können uns mit diesem Hinweis darauf verlassen, dass der KE sehr nahe am C von C dieser Zone liegt. Das Aussehen wird für die anderen Zonen, die durch die anderen Anzeigehörner dargestellt werden, gleich sein, wenn sich der KE in ihren jeweiligen Krümmungsmittelpunkten befindet. In jedem Fall scheinen die jeweiligen Anzeigehörner dieser Zone direkt auf dem Kamm der Ausbuchtung zu liegen.
Wie sich herausstellt, ist es weder möglich noch notwendig, den Spiegel so genau zu berechnen, dass die Ablesungen für die Positionen des KE entlang der optischen Achse genau wie vorgegeben fallen. Dafür gibt es zwei Gründe. Erstens wird es immer zumindest einen sehr kleinen Mehrdeutigkeitsbereich für die Position des KE geben, wenn wir versuchen, eine Zone mit dem KE auf der optischen Achse zu nullen. Dies liegt daran, dass das C von C jeder betrachteten Zone, egal wie eng wir die Zone definieren, nicht wirklich auf der OA liegt. Zweitens bestimmen die physikalischen Eigenschaften des Lichts auch eine Reihe von Mehrdeutigkeiten in der Lage der Fokusebene für jedes gegebene Lichtstrahlenbündel, das auf einen Punkt in der Fokusebene fokussiert wird. Tatsächlich kann keine Linse oder kein Spiegel Licht auf einen verschwindend kleinen Lichtpunkt in seiner Brennebene fokussieren. Vielmehr ist die Kegelspitze eines fokussierten Lichtbündels bei näherer Betrachtung kein winziger scharfer Punkt, sondern eine sehr kleine Scheibe mit messbarem Durchmesser. Diese kleine Lichtscheibe ist die sogenannte Airy-Scheibe (manchmal auch als "Beugungsscheibe" bezeichnet).
Ein Bild in der Brennebene eines Spiegels oder einer Linse ist eine Ansammlung von winzigen Airy-Scheiben auf seiner gesamten Oberfläche, die die Spitzen vieler Kegel fokussierten Lichts von vielen verschiedenen Ausgangspunkten darstellen im abzubildenden Objekt oder Sichtfeld.Jeder dieser unzähligen Kegel fokussierten Lichts ist ein reflektiertes Bündel parallelen Lichts von einer einzelnen Punktquelle im Sichtfeld des Teleskops. Jedes gesamte parallele Lichtbündel repräsentiert jede Punktquelle im Sichtfeld und nähert sich dem Spiegel oder der Linse in einem etwas anderen Winkel. Jedes dieser Lichtbündel wird dann in einem Winkel reflektiert (oder durch eine Linse übertragen), der dem Winkel entspricht, in dem es sich der Linse oder dem Spiegel nähert. Folglich platziert jedes Bündel fokussierten Lichts seine Airy-Scheibe an einer Stelle in der Brennebene, die seinem Ursprungspunkt im Gesichtsfeld entspricht. Wir können uns diese kleinen Scheiben als Bild-"Pixel" vorstellen, etwas analog zu den Bildpixeln auf dem Bildschirm eines Computers, obwohl diese "Pixel" (Luftscheiben) eine kreisförmige Form haben, im Gegensatz zu den quadratischen Pixeln im Bild eines Computerbildschirms. Alternativ können wir uns diese Airy-Scheiben als Analogie zu den Halbton-Gravurpunkten in einem Zeitungsfoto vorstellen: Eine Anhäufung von ihnen über eine Fokusebene baut ein Bild auf. In unserem Teleskop kann diese Ebene der Airy-Scheiben (die Brennebene) auf der Oberfläche einer Mattscheibe oder auf der Oberfläche einer fotografischen Platte oder eines fotografischen Films oder auf einem modernen CCD-Bildsensor-Array liegen was wir mit dem Teleskop machen. Normalerweise schwebt dieses Feld von Airy-Scheiben beim visuellen Beobachten einfach in der Ebene der Feldblende eines Okulars im Raum.
Jetzt kann die Größe der Airy-Scheiben an den Spitzen jedes dieser Bündel fokussierter Strahlen gemessen werden und ist für unterschiedlich große Linsen oder Spiegel unterschiedlich. Die Größe der Airy-Scheibe ist eine Funktion des Öffnungsverhältnisses des Spiegels oder der Linse. Wenn wir uns entlang des OA (in Richtung des Spiegels) von einer dieser Scheiben in der Brennebene für einen Lichtkegel leicht nach innen bewegen, kommen wir schließlich an eine Stelle entlang des Kegels, an der ein Querschnitt davon eine Scheibe mit den gleichen Durchmesser wie die Airy-Scheibe an ihrer Spitze. Umgekehrt, wenn wir uns entlang des OA (weiter weg vom Spiegel oder der Linse) von der Airy-Scheibe in der Brennebene nach außen bewegen, kommen wir wieder an einen Punkt, an dem der sich wieder ausdehnende Lichtkegel einen kreisförmigen Querschnitt hat, der wiederum der Durchmesser der Airy-Scheibe. Wenn wir ein kleines Quadrat aus fein geschliffenem Glas in die Brennebene einführen und es zwischen diesen beiden Stellen durch die Brennebene hin und her bewegen würden, würden wir den kleinen fokussierten Lichtpunkt auf dem Glasdurchmesser nicht sehen. Kurz gesagt, es ist uns unmöglich, für jeden Spiegel oder jede Linse eine genau definierte Brennebene zu finden. Wir werden vielmehr diesen sehr kurzen Bereich haben, in dem sich der Fokus als akzeptabel erweisen wird. Daher müssen wir unseren Spiegel nur so genau modellieren, dass die Spitze des Lichtkegels, der von einer bestimmten Zone auf dem Spiegel fokussiert wird, irgendwo zwischen diesen beiden Orten entlang seiner optischen Achse liegt. Dieser Bereich von Standorten für das C von C jeder Zone stellt unseren zulässigen (Toleranz-)Fehler für seinen Standort dar.
Der Fehlerbetrag, der für die Abweichung der Fokusebene von ihrer idealen Position für eine bestimmte Zone auf einem Spiegel zulässig ist, wurde für uns mit der Wissenschaft der Geometrie ermittelt. . Für unsere Zwecke ist es nicht erforderlich, die gesamte Methode zur Bestimmung des zulässigen Fehlers zu erläutern. Vielmehr möchten wir wissen, wie sich diese zulässigen Fehlerbeträge in zulässige Ortsbereiche für Krümmungsmittelpunkte einer beliebigen gegebenen Zone für unseren Spiegel umsetzen lassen. Mit anderen Worten, wie groß ist der Positionsbereich für den Standort des KE für eine gegebene Testzone?
Dieser Bereich zulässiger Standorte für die KE wird durch die einfache Formel in Abb. 2 bestimmt. B. Wir werden diesen Betrag des zulässigen Variationsbereichs in der Lage des C von C für jede Zone "X" nennen. Diese Größe, X, stellt die Entfernung dar, die der KE näher am Spiegel oder weiter vom Spiegel entfernt sein kann als die berechnete ideale Position des C von C jeder Zone. Wir zeigen eine Zusammenfassung der Bedeutung von X in Abbildung in Abb. B(a).
In diesem Diagramm sehen wir den Lichtkegel, der von der Lichtquelle unseres Testers zurückkehrt und sich auf einen nahen Punkt in seiner Brennebene fokussiert, der sich im Krümmungsmittelpunkt befindet. Wir haben ein kleines Quadrat aus Mattglas in diese Brennebene eingefügt und bemerken den winzigen Lichtfleck, der die darauf projizierte Airy-Scheibe darstellt. Wir können die Mattscheibe um den Betrag "X" näher an den Spiegel heranbewegen, bevor der Querschnitt dieses Lichtkegels, der durch den auf seine Oberfläche projizierten Fleck repräsentiert wird, größer ist als die Airy-Scheibe (Position mit "1."). Wir können ihn auch weiter vom Spiegel wegbewegen, durch die Brennebene bei C von C gehen und ihn um eine Strecke gleich "+X" (Position mit "2.") vor dem Querschnitt des sich wieder ausdehnenden Kegels von wieder überschreiten light ist wieder so groß wie die Airy-Scheibe.
Für die anderen Ausdrücke der Formel ist "p" der Radius der Airy-Scheibe im Fokus des Spiegels für unendlich, "R" ist wieder der Krümmungsradius des Spiegels und "r" ist wieder der again Radius der Zone auf dem zu prüfenden Spiegel. Um "p" den Radius der Airy-Scheibe für jeden Spiegel im Fokus zu finden, verwenden wir den Ausdruck in Abb. D, wobei "F" die Brennweite ist und "D" der Durchmesser des Spiegels ist und "w" die Wellenlänge des gelbgrünen Lichts (0,0000216") ist, das für diese Zwecke konventionsgemäß als Standard angenommen wurde.
Nachdem wir den Radius der Airy-Scheibe für unseren Spiegel bestimmt haben, können wir ihn wie in Abb. B und bestimmen Sie X, die erlaubte Variation der Position von C von C für jede Zone. Nun haben wir bereits "d" für die fünf Zonen berechnet, deren Krümmungszentren wir durch Berechnung in ihre vorbestimmten Positionen auf dem OA befehlen möchten. Für jeden Wert von "d" für jede Zone addieren wir "X" und subtrahieren "X" von. Jede Ablesung für die Position von C von C für jede Zone, die zwischen diesen berechneten Werten liegt, ist akzeptabel – mit einer gewissen Einschränkung, die wir gleich festlegen werden.
Interpretieren von Testergebnissen
Unser Spiegel so zu gestalten, dass die Krümmungsmittelpunkte jeder Zone, wie mit dem KE gemessen, innerhalb der Toleranzen liegen, gibt uns einen akzeptablen Spiegel. Die Verwendung eines Diagramms zur Visualisierung der Beziehungen des Diagramms jeder KE-Einstellung zu jeder anderen KE-Einstellung hilft uns jedoch, den besten Ansatz zur Verfeinerung und Idealisierung der Spiegelfigur zu visualisieren und zu planen.
Ein Diagramm der Werte von "d" und "X" und der tatsächlichen Positionen von C von C für jede Zone, gemessen mit dem KE, ist einfach zu erstellen. Wir zeigen ein solches Diagramm, um das Testen und Berechnen in Abbildung C zu erleichtern. Die vertikale Linie auf der linken Seite des Diagramms hat Indexmarkierungen in Hundertstel Zoll.
Die horizontale Linie am unteren Rand des Diagramms stellt den Spiegel von seiner Mitte nach außen dar. Die vertikalen Linien, die sich von dieser Linie nach oben erstrecken, repräsentieren die Positionen der fünf Zonen, Radius- weise von der Mitte des Spiegels, auf den wir testen werden. Die hornförmige Figur, die nach rechts und von der Spiegelmitte weg nach oben streicht, repräsentiert die Hüllkurve oder den Bereich der zulässigen Ablesungen des KE für die Krümmungsmittelpunkte jeder Zone auf dem zu prüfenden Spiegel. Die mittlere gekrümmte Linie (innerhalb des "Horns") ist für die vorberechneten Plots für "d" für jede Zone auf dem Spiegel (Position von C von C relativ zu C von C für die Spiegelmitte). Die obere gekrümmte Linie des Toleranzhorns stellt den zulässigen Bereich von Positionen für "d" dar, die weiter vom Spiegel entfernt sind als die idealen Positionen. Die untere gekrümmte Linie des Toleranzhorns stellt den zulässigen Bereich von Positionen für "d" dar, die näher am Spiegel liegen als die idealen Positionen. Um relativ glatte und genaue Linien für die Werte von "d" und "X" zu zeichnen, ist es hilfreich, sie für Zonen mit Radien in Schritten von 1/2 Zoll für den Spiegel zu berechnen, auch wenn wir nur für die fünf zuvor berechneten Zonen testen.
Metrisch liniertes Millimeterpapier eignet sich für die Erstellung dieser Testergebnisdiagramme, da die Zentimetermarkierungen eine geeignete Größe haben, um Hundertstel Zoll darzustellen, und sie sind in zehn kleinere Einheiten (Millimeter) unterteilt ), um einem dabei zu helfen, Tausendstel Zoll darzustellen. Verwenden Sie diese, um die vertikale Ordinate darzustellen, um die relativen Positionen der KE-Einstellungen darzustellen. Verwenden Sie für die horizontale, radiusweise nach rechts verlaufende Ordinate ein Lineal. Dazu eignet sich ein preiswertes Maschinistenlineal, das in Zehntel- und Hundertstelzoll unterteilt ist.
Kurze Zusammenfassung:
Vorgehensweise und Analyse
Sie haben jetzt alles, was Sie wissen müssen, um Ihre Testergebnisse für den Spiegel, den Sie sich vorstellen, genau zu testen und darzustellen. Um alles kurz und kompakt im Blick zu behalten, fassen wir nun den Testablauf und die Verwaltung der Testdaten zusammen.
Setzen Sie den "Y" -Achsentisch Ihres Testers auf Null und positionieren Sie ihn sorgfältig entlang der optischen Achse des Spiegels, um seinen zentralen Bereich zu nullen. Mit Ihrer vorgeschnittenen Zonentestmaske vor dem Spiegel, den Y-Achsentisch zurückführen, der das KE vom Spiegel weg trägt, um das C von C der ersten Zone zu finden und ihre Position zu notieren, wie durch das Mikrometer angezeigt (schreiben Sie es auf). ). Dann die KE wieder hochfahren, bis die nächste Zone, die durch die Hörner auf der Maske angezeigt wird, auf Null gesetzt ist, und erneut den Messwert Ihres Mikrometers notieren. Als nächstes wiederholen Sie den Vorgang für die dritte Zone außerhalb der Mitte, die vierte und schließlich die fünfte, wobei Sie die Position jedes C von C aufzeichnen, wie durch den Mikrometer angezeigt. Während des Tests werden Sie feststellen, dass Sie die seitliche Bewegung der X-Achse manipulieren müssen, um jedes Mal eine gute Null zu erreichen, es sei denn, der Y-Achsentisch verläuft wirklich entlang des OA des Spiegels. Dies ist völlig in Ordnung, da wir hier nur daran interessiert sind, dass die Zonen bei jedem Lesen der Y-Achsen-Stufe gleichmäßig ausgegraut sind. Der Unterschied beim Lesen zwischen einer perfekt ausgerichteten Y-Achse und dem, was Sie messen, ist eine Funktion des Kosinus des Fehlerwinkels zwischen der Y-Achse des Spiegels und der Richtung, in der die Y-Achse des Tisches liegt, und das ist sehr klein für ein paar grad, obwohl es immer am schönsten ist, wenn man den KE gar nicht so weit bewegen muss, weil das lästig ist.
Tragen Sie Ihre aufgezeichneten Positionen des C von C jeder Zone in Ihrem zuvor erstellten Diagramm zu diesem Zweck an den richtigen Positionen ein und verbinden Sie diese Diagramme dann mit Linien, wie in unserem Beispiel in Abb. E.
Natürlich wird die Linie der KE-Einstellungen zu Beginn der Berechnung wahrscheinlich "all over the place" sein, nicht einmal annähernd in das Toleranzhorn des Graphen passen. Sie könnten jedoch eine angenehme Überraschung erleben: Sie könnten von Anfang an "im Baseballstadion" sein. Ich kannte einen Herrn, der seinen Spiegel "versehentlich" in ein gutes Paraboloid verwandelte, indem er ihn einfach auspolierte! (Erwarte das nicht). Betrachten wir Abb. E als repräsentatives Beispiel für typische KE-Einstellungen für einen Testlauf gegen Ende des Berechnungsprozesses. Beachten Sie, dass der erste Messwert des KE für die erste Zone tatsächlich näher am Spiegel liegt als das C von C seines zentralen Bereichs. Das heißt, wir mussten das KE zum Spiegel vorschieben, um es zu finden, anstatt es angenehm an seinem richtigen Ort ein kleines Stück vom C von C der Zentralregion entfernt vorzufinden. Die Plots für die zweite, dritte und vierte Zone liegen außerhalb des Toleranzhorns. Beachten Sie jedoch, dass die Gesamtform der verbundenen Diagramme sich der Form des Toleranzhorns, der Hüllkurve, annähert.
In Abb. F Wir haben alle Plots im Diagramm um den gleichen Betrag nach oben verschoben, bis sie alle in den Toleranzbereich passen. Dies ist erlaubt: Es ist lediglich das Äquivalent, mit dem Tester zu beginnen, der sich um diesen Abstand näher am Spiegel befindet oder dass der mittlere Bereich einen kleinen Fehler enthält.
Jetzt liegen die Kurven aller Krümmungsmittelpunkte überall innerhalb des Toleranzbereichs. Unser 10-Zoll-Spiegel mit einer Brennweite von sechzig Zoll (Brennweite von sechs zu eins oder "f/6") ist jetzt gut genug bemessen, dass er im Gebrauch keine sphärische Aberration zeigt. Selbst wenn die Spitzen der Kegel fokussierter Lichtbündel aus einer beliebigen Zone des Spiegels in eine Ebene fokussieren, die weiter von ihren ideal berechneten entfernt ist, stellen die unscharfen Kreise die Querschnitte dieser Lichtkegel dar, wo sie ihre Ebenen schneiden inter des idealen Fokus und durchqueren sie nicht größer als ihre Airy-Scheiben bei echtem Fokus in ihren idealen Fokusebenen wären.
Die Toleranzen, wie sie durch die angegebenen Formeln berechnet werden, werden von den meisten Behörden als "locker" angesehen, d Behörden empfehlen, die Krümmung eines Spiegels mit mindestens doppelt so anspruchsvollen Toleranzen zu machen. Auf jeden Fall kann man so lange weiterrechnen, bis die Diagramme seines Spiegels der KE-Einstellungen sehr nahe an die mittlere Kurve des Graphen (für Werte von "d") fallen.
Ich habe viele Spiegel an den Sternen getestet, deren Plots für den gesamten Toleranzbereich, der vom Graphen erlaubt ist, verteilt waren. In Nächten mit extrem ruhiger Luft und bei Vergrößerungen von fast 50X pro Zoll (für größere Spiegel) zeigte keiner von ihnen jemals einen nachweisbaren Halo sphärischer Aberration. Den Vorbehalt, den wir Ihnen diesbezüglich versprochen haben (den gesamten verfügbaren Platz innerhalb des Toleranzhorns zu verbrauchen), sollten wir jedoch jetzt konkretisieren. Die verbundene Plotlinie für KE-Positionen sollte nicht sehr unregelmäßig sein, sondern eher glatt und gleichmäßig abweichen, wie im Beispiel in den Abbildungen E und F.
Bitte beachten Sie, dass ich nie die zulässigen Toleranzen für die Disparität der Brennebenen für verschiedene Zonen eines Spiegels in Bezug auf Bruchteile von Lichtwellenlängen definiert habe. Stattdessen habe ich sie weitaus eindeutiger definiert, Begriffe, die zu einem intuitiven Verständnis der Bedeutung von Toleranzen führen. Einfache Geometrie, Algebra und umfangreiche praktische Verifikation haben diese Verfahren für mich eindeutig validiert.
Bevor wir unsere Einführung in die Foucault-Tests verlassen, wird es interessant sein, einen Spiegel mit der Messerschneide zu betrachten, dessen Figur sehr unregelmäßig ist. Abb. 10(a) und 10(b) zeigen denselben Spiegel (tatsächlicher Spiegel aus meinen umfangreichen Akten) aus zwei verschiedenen Blickwinkeln entlang seines OA für den KE. Beachten Sie, wie radikal anders dieser Spiegel aussieht, wenn sich der KE an weit unterschiedlichen Positionen entlang des OA befindet.
Ich habe diese Behandlung von Foucault-Tests auf das Allernötigste beschränkt. Eine viel ausführlichere Behandlung ist jedoch möglich, eine gut erklärte Einführung in das Thema für Anfänger ist jedoch am meisten gewünscht.
Andere Titel, die dem beginnenden Amateurteleskopbauer helfen sollen, werden in Kürze in Vorbereitung sein. Der nächste Hilfeartikel wird eine gut illustrierte Beschreibung mit vollständigen Anweisungen zum Bau eines sehr leistungsfähigen Foucault-Testers vom Typ "Over und Under" sein. In dem Artikel werde ich zeigen, wie man mit wenig oder nur minimaler Bearbeitung einen hochpräzisen Messmotor (den Tester) baut.
Ich habe mein 16" f/4-f/12 klassisches Cassegrain-Spiegelset von Scope City, dem größten Distributor von Parks Optical, gekauft. Nachdem ich sie erhalten hatte, entwarf und baute ich eine spezielle, sichere Aufbewahrungs- / Tragetasche für sie. Besuchen Sie Scope City
© 2000 David Anthony Harbour
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Beugung mit einem Subpixel-Sensor
Ich möchte ein Problem ansprechen, nachdem ich in den Nachrichten über Lytros neue Illum-Kamera Kommentare abgegeben habe.
Dazu werde ich einen Blogartikel schreiben. Ich habe herausgefunden, dass Lytro-Lichtfeld und Canon Dual-Pixel nur Sonderfälle einer allgemeineren Klasse von Subpixel-Sensorkameras sind. Doch weder Canon noch Lytro haben den Sweet Spot noch getroffen.
Ein Nebeneffekt kann sein, dass das Patent von Canon zum Dual-Pixel-AF nichtig ist.
Außerdem bedeutet es wahrscheinlich, dass Canons Dual-Pixel-AF Beugungsprobleme bei sehr hohen Blendenzahlen verursacht. Etwas, das es wert ist, studiert zu werden
Ja genau. Das habe ich bereits erkannt, als Canon DPAF einführte. Was mich unter anderem wirklich begeistert hat, waren die Auswirkungen auf den Phasendetektions-AF. Das heißt, Sie könnten im Prinzip die Empfindlichkeit für horizontale, vertikale, diagonale usw. Linien einbauen, wenn Sie die Anzahl der Fotodioden unter jeder Mikrolinse erhöhen. Ich habe noch nie gehört, dass jemand explizit darüber gesprochen hat, aber ich bin mir sicher, dass Lytro/Canon in diese Richtung denken.
Ein 9-Pixel (3x3) Raster unter jeder Mikrolinse könnte Ihnen horizontale, vertikale und diagonale AF-Sensoren bieten. Für ein endgültiges 20-MP-Bild bedeutet das einen 180-MP-Sensor!
Da nun die Fotodioden unter einer Mikrolinse schrumpfen (um eine angemessene Auflösung aufrechtzuerhalten), leidet das SNR auf Pixelebene und dies wird sich auf die AF-Leistung auswirken. Ich frage mich jedoch, ob Sie eine geeignete Pixel-Binning-Technologie einbauen könnten, um Signale von entsprechenden Fotodioden über Mikrolinsen hinzuzufügen, um das SNR zu erhöhen (die resultierenden Auflösungskosten wären für die Zwecke des AF wahrscheinlich in Ordnung).
"Ein 9-Pixel (3x3)-Raster unter jeder Mikrolinse könnte Ihnen horizontale, vertikale und diagonale AF-Sensoren bieten."
So könnte ein 4 Pixel (2x2) Raster sein.
Canons DPAF sollte keine zusätzlichen Probleme bereiten, da es die Pixel kombiniert, um die gleiche Fläche wie ein 20MP-Sensor für Airy-Disks abzudecken. Auch bei einer 40-MP-Kamera sind die Pixel in ihren linearen Abmessungen nicht viel kleiner als bei den vielen 24-MP-Kameras. Außerdem treten bei allen Kameras Beugungsprobleme bei einer ausreichend hohen Blendenzahl auf.
Der Lytro ist ein 1" 40MP-Sensor, also möglicherweise etwas aufregender für die Beugung. (Der CEO von Lytro hat diese Details ausdrücklich genannt.) Es wird interessant sein zu sehen, wie sich das auf die Details auswirkt, da die Ausgabebilder 4-5 MP haben können, aber Sie benötigen Details von allen 40 MP, um die letzten Pixel zu sortieren.
Ich gehe davon aus, dass die Patente von Canon in Ordnung sein werden, da sie sorgfältig formuliert sein werden und PDAF abdecken, von dem ich sicher bin, dass es niemand zuvor erwähnt hatte.
Lassen Sie mich zunächst mein Verständnis einer plenoptischen Kamera (Wissen von 1908) am Beispiel der Lytro Illum wiederholen:
Ich gehe davon aus, dass Illum einen 7,84 mm^2-Sensor verwendet (was zu dem von Lytro angegebenen Crop-Faktor von 3,19 führt) mit 6320^2 Subpixeln (40 Megarays) und 10^2 Subpixeln pro Mikrolinse (nicht spezifiziert, aber das hat der Vorgänger verwendet. Es werden also 10^2 oder mehr sein).
Ein Subpixel ist 1,24 µm, eine Mikrolinse 12,4 µm.
Als herkömmliche Kamera würde der Airy-Scheibenradius 1,34 µm (F/2) betragen, daher liegt er am Rande dessen, was die Beugung zulässt.
Die Subpixel empfangen jedoch Licht aus einem kleineren Bereich der Austrittspupille des Objektivs. Lassen Sie uns idealisieren und annehmen, dass jedes Subpixel nur Licht von einem 1/10 x 1/10 quadratischen Bereich der Austrittspupille empfängt (Mikrolinse würde die Austrittspupille in die Sensoroberfläche projizieren). Dies wäre vergleichbar mit dem, was ein herkömmlicher AF-Phasenerkennungssensor mit einem Bild hinter der Fokusebene macht.
Daher ist jedes Subpixel anfällig für eine 10-fache Größe einer Airy-Disk (13,4 µm). Die 632^2-Pixel (Mikrolinsen) würden jedoch immer noch ihre Bilder auflösen, die von ihrem Teil der Austrittspupille stammen.
Denken Sie jetzt nicht in Pixeln. Das ist das falsche Konzept. Denken Sie an 10^2 Bilder, die wir aufgenommen haben, von denen jedes aus einem anderen Teil der Austrittspupille stammt und jeweils einen etwas anderen Parallaxenfehler aufweist.
Was können wir zu den Bildern sagen?
Nun, jedes Bild hat eine niedrige Auflösung (632^2) und ist beugungsbegrenzt (F/20 oder F/64 in 35-mm-Äquivalent) und mit sehr naher hyperfokaler Entfernung.
Hätten wir das komplexwertige Lichtfeld (ein Hologramm) erfasst, könnten wir ein hochauflösendes Bild in der Fokusebene rekonstruieren (konstruktive Addition).
Wir haben jedoch nur das reellwertige Amplitudenfeld (ein Bild) erfasst, da die Subpixel bereits Photonen in Elektronen umgewandelt haben und dadurch die Photonenphaseninformationen zerstören.
Daher kann ein Bild mit höherer Auflösung nicht mehr rekonstruiert werden.
Das ist das große Problem jeder Lichtfeldkamera: Beugung zerstört die Auflösung. Es ist unvermeidlich, weil man Position und Impuls nicht exakt gleichzeitig erfassen kann (Heisenbergsches Unsicherheitsprinzip). Es ist kein technisches Defizit, es ist eine körperliche Einschränkung. Genau wie das Photonenschussrauschen.
Der Canon Dual-Pixel-AF ist genauso, außer dass er 2x1 Subpixel pro Mikrolinse anstelle von 10^2 verwendet. Nichts Neues, nichts, das von Canon patentiert werden könnte. Insbesondere sollte es unter dem gleichen auflösungsbegrenzenden Effekt leiden (der sicherlich bis zu einem gewissen Grad für Lytro gilt)
Ich gehe davon aus, dass für das endgültige Bild zwei Subpixel elektronisch gebinnt werden. Wenn zwei Subpixel in eine gemeinsame Ladungsmulde (eine elektronisch entfernbare Muldenbegrenzung oder was auch immer) gebinnt werden, dann ist alles in Ordnung, da die beiden Halbbilder konstruktiv addiert würden. Beim Auslesen gehe ich jedoch von Binning aus.
Hat die Canon 70D die doppelte (oder deutlich höhere) Beugungsunschärfe in einer der beiden Ausrichtungen? Hat jemand getestet, z.B. bei F/22? Ich habe die Physiker von DxO bereits wegen ihrer Ergebnisse kontaktiert.
Gibt es Patente zu elektronisch gesteuerten Well-Grenzen zwischen Subpixeln?
Ist dieser Beitrag der erste, der das Problem anspricht?
Die obigen Beiträge befassen sich mit den Problemen des Subpixel-SNR usw.
Dies kann jedoch ein Problem bei der Implementierung von Dual-Pixel-Phasen-AF sein. Es ist jedoch kein Problem, wenn es so gemacht wird, wie es sollte. Hier ist der Grund:
Wie ich oben geschrieben habe, lassen Sie den Pixelbegriff fallen und denken Sie an separate Bilder, die von jedem Satz von Subpixeln aufgenommen werden.
Im Fall von Canon sind es zwei Vollbilder, die jedoch mit den linken bzw. rechten halben Subpixeln aufgenommen wurden. Beide Bilder hätten in ihren Bildmitten einen nicht kreisförmigen, unscharfen Verwirrungskreis. Und unterschiedliche Parallaxe in der Fokusebene.
Ein adäquater AF-Algorithmus würde nun einen ROI (Region of Interest, auch bekannt als AF-Bereich) bestimmen, der im Fokus sein sollte. Dann würden das linke und das rechte Bild kreuzkorreliert (möglicherweise unter Anwendung eines räumlichen Frequenzgewichtungsfilters), wobei ein Bild um den Betrag p gegenüber dem anderen Bild verschoben wäre. Der Wert von p, bei dem die Kreuzkorrelation maximal ist, ist die AF-Phase. Einzelne Pixel werden nie direkt verglichen.
Als Nebeneffekt können Sie verschiedene Subpixel-Paare haben (links/rechts, oben/unten, klein/groß pro Mikrolinse). Sie erhalten immer noch separate Bilder (mehr, unterschiedliche, jedoch jetzt in niedrigerer Auflösung). Dies würde den max p-Algorithmus robuster machen.
In einem Nachfolgepatent zu Canons ursprünglichem Dual-Pixel-AF-Patent (nur wenige Tage nach Fujis ursprünglichem Phasensensor-Patent eingereicht) hat Canon bereits die kleine/große Art von Subpixelpaaren patentieren lassen. Das ist interessant, da es das bereits erwähnte Beugungsproblem reduziert.
Aber niemand hat jemals über ein Beugungsproblem bei der Dual-Pixel-AF-Methode von Canon gesprochen.
Worum geht es in diesem Thread
Von Dr_Jon (vor 23 min)Canons DPAF sollte keine zusätzlichen Probleme verursachen, da es die Pixel kombiniert, so dass die gleiche Fläche wie ein 20MP-Sensor für Airy-Disks abgedeckt wird.
Wie ich oben geschrieben habe, sollte das Kombinieren der Pixel, um die gesamte Mircolens-Immobilie abzudecken, nicht funktionieren.
Es funktioniert, solange Sie die Photonenphaseninformationen nicht zerstören. Radioastronomieantennen und optische Fasern zur Übertragung von Photonen von einer Reihe von Teleskopen zu einem einzelnen Rezeptor können daher funktionieren, wenn sie es schaffen, die vollständigen (komplexwertigen) Photonensignale, d. h. sowohl Amplitude als auch Phase, hinzuzufügen.
Aber Canon bindet höchstwahrscheinlich nur zwei Subpixel beim endgültigen Auslesen zusammen. Wenn die beiden Subpixel zwei separate Ladungsquellen enthalten, von denen jede umgewandelte Elektronen enthält, wurde nur die Amplitude erfasst und die Phase geht verloren (umgewandelte Elektronen enthalten nicht die ursprüngliche Photonenphase oder sogar die genaue Amplitude).
Letztlich berühren wir hier das Quantenbeobachter-Paradoxon (Schrödingers Katze): Wann findet eigentlich eine Messung statt?
Aber ich denke, in diesem Fall ist es ziemlich klar: Ein Dual-Subpixel-Sensor sollte unter einer schlechteren Beugung leiden.
Also ein Gedankenexperiment, bei dem ich meine Sony RX100 nehme (20MP 1 " Sensor, also genau die doppelte Pixelfläche / 1,4x so groß wie ein Lytro, schätze ich) und mit f16 fotografiere (was eine Beugungserweichung hat) und dann das Bild extern auf 5MP skaliere (!) Willst du damit sagen, dass ich in meinem 5MP-Bild immer noch viel Beugungserweichung sehen werde oder nicht?
Obwohl dies natürlich dadurch kompliziert wird, ob Sie einen herkömmlichen CoC für einen 1-Zoll-Sensor mit 0,015 oder einen Pixel-Level-Sensor verwenden, ho hum. Ich denke, wir brauchen dafür Pixel-Level, also dividiere das durch 3 für 20 MP (0,005) oder 1,5 für 5 MP (0,01). Verstehst du meine Drift hier, da ich mit dem Tippen aufhören und ein Bier holen kann?
Eigentlich ist es sehr merkwürdig, dass ein konventioneller CoC für eine ziemlich niedrige Pixelzahl ist. Hatte das vorher nicht bemerkt. 0,03 auf einem 36x24mm Sensor ist. Beeindruckend. *
(* ca. 2400x1600 = 4MP scharfe Auflösung, unter Annahme einiger Werte für den AA-Filter und Auflösungsverlust beim Debayering, das sind natürlich 4MP auf jedem Sensor, um das gleiche Ergebnis zu erzielen)
Jon, lass mich versuchen, etwas klarzustellen. Wir sollten den klassischen Fall klarstellen, bevor wir zum fortgeschritteneren Thema der Subpixel-Beugung kommen.
RX10 20MP ist nicht genau doppelt so groß wie die Pixelfläche. Denn das Asoekt-Verhältnis ist unterschiedlich.
Von der Lytro-Spezifikation (3,19 Crop) ist ein Pixel 1,24 Mikrometer groß.
Die Pixel der Sony RX 10 sind 2,41 Mikrometer, ein Faktor 1,9 statt 1,4 größer.
Die mit f/16 geschossene RX10 hat einen Airy-Scheibenradius von 10,7 Mikrometern. Ein beugungsbegrenztes Bild mit einem Pixelabstand gleich dem Airy-Disk-Radius (auch bekannt als Raleigh-Kriterium) hat 9% Kontrast. Die allgemeine Weisheit verwendet dies als Beugungsgrenze (Details sind durch Schärfen noch wiederherstellbar), wobei gesagt wird, dass der doppelte Pixelabstand frei von Beugungsunschärfe ist. Eine Vereinfachung natürlich, aber eine nützliche. Die beiden Auflösungen werden oft auch als MTF10 und MTF50 bezeichnet.
10,7 Mikrometer sind das 4,4-fache der Pixelgröße, daher ist die Auflösung auf 20 MP/4,4^2 oder 1,0 MP begrenzt. Also ja, Ihr 5MP RX10 f/16 Bild ist durch Beugung stark verschwommen.
Wrt Verwirrungskreis (CoC) oder Schärfentiefe (DoF).
DoF hat nichts mit Pixeln zu tun. Es basiert auf der Fähigkeit des menschlichen Auges, Details aus einem normalen Betrachtungsabstand aufzulösen. Sie wird normalerweise auf 1/1500 oder 1/1730 der endgültigen Bilddiagonale normiert, was auch immer dies sein mag (endgültiges Mittel nach möglichem Zuschneiden oder Zusammenfügen). Persönlich verwende ich 1/2200 der Bilddiagonale, da dies eine Pixelgröße in voller HD-Auflösung ist und etwas konservativer ist. Neuere Ergebnisse deuten darauf hin, dass 4k-Bilder bei normalem Betrachtungsabstand schärfer erscheinen, sodass sogar 1/3000 eine gute Schätzung sein kann (was zu 0,014 statt zu 0,03 CoC bei einem 135-mm-Rahmen führt). Aber Pixel sind fast immer kleiner als der CoC.
In diesem Thread geht es um beugungsbegrenzte Auflösung in der Fokusebene mit Subpixel-Mikrolinsen. Daher spielt CoC hier keine Rolle.
Dr_Jon schrieb:
Also ein Gedankenexperiment, bei dem ich meine Sony RX100 nehme (20MP 1 " Sensor, also genau die doppelte Pixelfläche / 1,4x so groß wie ein Lytro, schätze ich) und mit f16 fotografiere (was eine Beugungserweichung hat) und dann das Bild extern auf 5MP skaliere (!) Willst du damit sagen, dass ich in meinem 5MP-Bild immer noch viel Beugungserweichung sehen werde oder nicht?
Ja, die Beugungserweichung sollte in dieser Situation mehrere der heruntergerechneten Pixel betreffen, ungefähr den Bereich, der von 4x4 Pixeln abgedeckt wird (sichtbar wahrscheinlich eher 3x3 oder sogar 2x2).
Der Radius der ersten Nullstelle der Airy-Scheibe ist gegeben durch 1,22*Lambda*N. Bei Lambda = 0,55 Mikrometer und N = 16 ergibt das etwa 10,736 Mikrometer, was bedeutet, dass die Fläche der Airy-Scheibe etwa 63 der 2,4-Mikrometer-Pixel der RX100 umfassen würde - oder etwa 16 der heruntergerechneten Pixel.
Obwohl dies natürlich dadurch kompliziert wird, ob Sie einen herkömmlichen CoC für einen 1-Zoll-Sensor mit 0,015 oder einen Pixel-Level-Sensor verwenden, ho hum. Ich denke, wir brauchen dafür Pixel-Level, also dividiere das durch 3 für 20 MP (0,005) oder 1,5 für 5 MP (0,01). Verstehst du meine Drift hier, da ich mit dem Tippen aufhören und ein Bier holen kann?
Eigentlich ist es sehr merkwürdig, dass ein konventioneller CoC für eine ziemlich niedrige Pixelzahl ist. Hatte das vorher nicht bemerkt. 0,03 auf einem 36x24mm Sensor ist. Beeindruckend. *
(* ca. 2400x1600 = 4MP scharfe Auflösung, unter Annahme einiger Werte für den AA-Filter und Auflösungsverlust beim Debayering, das sind natürlich 4MP auf jedem Sensor, um das gleiche Ergebnis zu erzielen)
Wenn man sich nicht sicher ist, in welcher Größe das fertige Bild angezeigt wird, bleibt man besser bei Pitch imho. Es gibt viel Literatur, die darauf hindeutet, dass 0,03 erbärmlich veraltet ist.
Ich denke, wir haben jetzt einen Konsens erreicht, dass das Bild eines 1-Zoll-Sensors bei f/20 eine niedrige Auflösung hat, z. B. nur 1 MP.
F: Die Frage ist nun: Teilen die Lytro-Subpixel die effektive Blende durch 10, teilen die Canon-Subpixel die effektive Blende (in einer Richtung) durch 2?
Wirksam in Bezug auf Beugung, nicht Lichtsammeln oder DoF.
Lichtsammeln und DoF können im Partikelmodell (oder geometrischen Strahlenmodell) von Licht verstanden werden und sollten nicht durch die Existenz von Subpixeln beeinflusst werden. Aber die Beugung kann im Wellenmodell (oder Quantenmodell) von Licht verstanden werden und sollte durch Subpixel beeinflusst werden.
Meine persönliche Vermutung zu der obigen Frage lautet also:
Für diejenigen, die es verpasst haben, habe ich einen vorgeschlagenen CoC von 2 Pixeln gewählt (aufgerundet von 4,8 auf 5 für 20 MP, dann verdoppelt auf 10 für 5 MP), was Sie als vernünftige Zahl für die beugungsbegrenzte Auflösung für einen RX100 zu sein scheinen. Entschuldigung, wenn es nicht offensichtlich war?
Ich bin mir nicht sicher, wo DoF ins Spiel kommt, ich kann mich nicht erinnern, es erwähnt zu haben?
(Entschuldigung, bei meiner Antwort ist das Bearbeitungsfenster ausgegangen.) Ich dachte, ein Teil der Frage war, und was ich vielleicht zu schräg diskutierte, war, ob Sie die Subpixelwerte einfach addieren könnten, um Beugungseffekte aufgrund der . zu vermeiden 40MP "Auflösung" in einem Canon DPAF-Sensor (wie Sie anscheinend vorschlagen, war ohne Phaseninformationen nicht möglich). Ich sehe das nicht und denke, das Hinzufügen sollte gut funktionieren, was ich versucht habe, eine Diskussion zu beginnen, falls Sie auf Dinge hinweisen könnten, die ich übersehen habe oder v.v.
Dr_Jon schrieb:
Ich dachte, ein Teil der Frage war, und was ich vielleicht zu schräg diskutierte, war, ob Sie die Subpixel-Werte einfach addieren könnten, um Beugungseffekte aufgrund der 40MP "Auflösung" in einem Canon DPAF-Sensor zu vermeiden
Jon, ich glaube, ich muss mich nicht klar genug ausgedrückt haben.
Das Problem ist NICHT die Anzahl der Subpixel. Die Beugung wird nicht von der Pixelauflösung beeinflusst, überhaupt nicht. Daher macht es keinen Sinn, zweimal 20 MP zu addieren, um 40 MP zu erhalten. Ihre Berechnung mag in Ordnung sein, aber sie hat keinen Sinn.
Der Punkt ist: Bei mehreren Subpixeln PRO Mikrolinse sieht jedes Subpixel nur einen TEIL der Objektivöffnung (abgeschnittene Austrittspupille). Und es ist dieses Abschneiden der Austrittspupille, das zusätzliche Beugungsunschärfe verursachen würde.
D.h., die Airy-Scheibenformen, die von den verschiedenen Subpixelsätzen gesehen werden, unterscheiden sich von denen eines Sensors ohne Subpixel. Die Airy-Scheiben werden größer! Erinnerst du dich an das Doppelspaltexperiment? Recht! Das resultierende Interferenzmuster ist NICHT das von zwei hinzugefügten Schlitzen! Das gleiche muss hier passieren: Das Airy-Muster des größeren Pixels muss sich von den beiden hinzugefügten Subpixel-Airy-Mustern unterscheiden! Es ist nicht intuitiv, aber immer noch Bachelor-Physik.
Denken Sie in diesen einfachen Worten:
Ein normales Sensorpixel ist wie ein Doppelspalt-Interferenzmuster. Ein kombinierter Dual-Pixel-AF-Sensorpixel wird wie zwei Einzelspalt-Interferenzmuster hinzugefügt. Beides ist NICHT gleich!
Was DoF betrifft: Ich habe es erwähnt, weil Sie CoC erwähnt haben. Der CoC wird bei der Berechnung von DoF und nirgendwo sonst in der Optik verwendet. Aus diesem Grund habe ich mich auf DoF bezogen.
Ich habe vielleicht einen Grund gefunden, warum Dual-Pixel-AF-Sensoren bei großen Blendenwerten nicht unter zusätzlicher Beugungsunschärfe leiden.
Sie würden bei niedrigeren Blendenwerten (größeren Blenden) wie f/5,6, wo AF tatsächlich funktioniert, immer noch unter zusätzlicher Beugungsunschärfe leiden. Aber bei großen Blendenöffnungen ist die Unschärfe durch Beugung ohnehin gering. Ich gehe davon aus, dass der Effekt messbar, aber nicht sichtbar ist.
Bei kleinen Blendenöffnungen (große Blendenwerte) ist die Austrittspupille winzig, eher ein Punkt als eine Scheibe. Ich halte es dann für sehr unwahrscheinlich, dass jedes Subpixel in einem Paar, wenn zwei, ein beschnittenes Bild von der Austrittspupille erhalten. Beide sollten dann die gesamte (kleine) Pupille sehen. Und wenn dies der Fall ist, tritt keine zusätzliche Beugung auf.
Aber eine Lichtfeldkamera wie Lytro entkommt trotzdem nicht: Sie muss die volle Blende nutzen und da die meisten ihrer Subpixel weit von der Mitte der Mikrolinse entfernt sind, ist ein Beschneiden der Austrittspupille-Bilder unvermeidlich. Tatsächlich würden die meisten ohnmächtig werden, wenn das Abblenden der Linse erlaubt wäre.
Daher denke ich, dass ein Dual-Pixel- oder Quad-Pixel-AF-Sensor mit dem Problem einfach durchkommt, da sich alle Subpixel einen Bereich mit der Mikrolinsenmitte teilen. Aber ab einem 3x3-Subpixel-AF sollte die zusätzliche Beugung tatsächlich zum Problem werden. Genauso wie die kleineren Subpixel in Canons neuerem Patent.
Mein Abschluss ist Elektrotechnik, also war die Physik eher Materialien und Quanten als Optik. Ich habe einige Zeit in einem Forschungslabor mit Bildverarbeitung verbracht, aber das ist schon eine Weile her und vieles davon hatte mit Rauschen zu tun. Ich habe auch an der Sensorauswahl für Kameras gearbeitet, aber in diesem Fall nur ein Mikroobjektiv pro Pixel und die Auswahlkriterien haben etwas weniger damit zu tun, was Fotografen interessiert, als sie gerne hören würden. Mein optisches Wissen kommt mehr aus der Astronomie als aus der Physik. Danke, dass Sie Ihren Punkt erklärt haben. Ich verstehe jetzt, was Sie sagen, ich kann es nur ohne Software-/Expertenhilfe bewerten. Ich vermute jedoch, dass das einer für andere ist. (Seltsamerweise finde ich normalerweise, dass Fotografen eine einfachere Sicht auf Airy-Scheiben haben als Astronomen, es ist seltsam, es anders herum zu sehen.) Also im Grunde "kein Physiker".
Ich werde eine Frage versuchen, nun, sie könnte aus mehr als zwei Teilen bestehen - ich gehe davon aus, dass die Mikrolinse normalerweise nur da ist, um die Photonen über einen Lichtleiter auf das Pixel zu richten, um die Verkabelung herumzuweichen, und hat keinen anderen Zweck. (Ich verstehe nicht, warum ich mich für die Beugung nach der Oberseite der Mikrolinse interessiere, da keine Auflösung beeinträchtigt werden kann?) In DPAF geben sie der Mikrolinse einen Punkt, also haben sie vermutlich zwei Lichtleiter, da einer kompliziert und keiner ineffizient wäre? (Ich habe das Patent nicht gelesen und es ist ziemlich spät, außerdem mussten sie es wahrscheinlich sowieso nicht sagen.)
Vermutlich besteht das Ziel beim Fotografieren normalerweise darin, das Bild dort scharf zu stellen, wo es auf die Mikrolinsen trifft, da es anderswo weniger gut wäre. Die Airy-Disk existiert also dort und kann deutlich größer als das Pixel sein (oder auch nicht). Ist der Fokuspunkt bei DPAF anders? Ich bin mir nur nicht sicher, warum es mich interessiert, was darunter passiert, wenn wir die Pixel nicht separat verwenden, um die Auflösung zu erhöhen? Was vermisse ich?
Oh, und ich habe CoCs im Sinne des Vergleichs mit Airy Disk-Größen verwendet, und Sie interessieren sich für Pixelgrößen in Bezug auf die Airy Disks, wenn wir die Schärfe auf Pixelebene betrachten. Während die Beugung unabhängig von der Pixelgröße ist, beeinflusst die Pixelgröße, wie viel Effekt sie auf Pixelebene hat (das ist jetzt ein Satz). Normalerweise verwende ich CoCs mit Beugung sowie DoF, da die Pixelgröße nicht sagt, was das System auflösen kann (ohne LPF und mit einem herkömmlichen CFA kommt man vermutlich besser als ca. 2 Pixel, ich bin mir nicht sicher, wie viel).
Es ist spät und ich bin müde, es tut mir leid, wenn einiges davon nicht klar ist oder so bearbeitet wurde, dass es weniger Sinn macht als es ursprünglich war.
Falkenaugen schrieb:
Ich denke, wir haben jetzt einen Konsens erreicht, dass das Bild eines 1-Zoll-Sensors bei f/20 eine niedrige Auflösung hat, z. B. nur 1 MP.
F: Die Frage ist nun: Teilen die Lytro-Subpixel die effektive Blende durch 10, teilen die Canon-Subpixel die effektive Blende (in einer Richtung) durch 2?
Wirksam in Bezug auf Beugung, nicht Lichtsammeln oder DoF.
Lichtsammeln und DoF können im Partikelmodell (oder geometrischen Strahlenmodell) von Licht verstanden werden und sollten nicht durch die Existenz von Subpixeln beeinflusst werden. Aber die Beugung kann im Wellenmodell (oder Quantenmodell) von Licht verstanden werden und sollte durch Subpixel beeinflusst werden.
Meine persönliche Vermutung zu der obigen Frage lautet also:
Antwort: Ja.
Irgendwelche anderen Takes?
Nein. Die Beugungsgrenze der Winkelzielauflösung auf der Projektionsfläche bleibt gleich. Die Beugungsgrenze bleibt auf der Projektionsfläche gleich, egal mit welcher Auflösung oder Winkelaufteilung auf dieser Fläche [mit Pixeln oder Subpixeln] Sie messen.
Sowohl im Teilchen- als auch im Wellenmodell ist der Parameter, der die Beugungsbeschränkung der Winkelzielauflösung beeinflusst, die Winkelbeschränkung (numerische Apertur) zwischen zwei Fokusendpunkten und der Zwischenapertur. Dieser Winkel ist konstant, egal mit welcher Auflösung Sie versuchen, die Projektion [von jedem Brennpunkt] aufzulösen. Für den Brennpunkt A auf der Sensoroberfläche (oder ML-Montageoberfläche) spielt es keine Rolle, ob er sich auf einem kleinen Pixel oder einem großen Pixel befindet - oder selbst wenn er sich in einem Totbandbereich befindet - es ist immer noch der gleiche Punkt im Raum.Alle Wechselwirkungen zwischen dem vorderen Brennpunkt, der Blende und dem hinteren Brennpunkt in diesem System sind bereits aufgetreten – sie sind aus Quantensicht „tot“ und aus Wellensicht „zerstreut“ – wenn die Energie Punkt A erreicht.
Die zielbezogene Winkelbeugung findet also VOR der Subpixel-Aufteilung statt. Die Subpixel-Aufteilung an sich ist eigentlich nur ein Teiler für die Integralsumme der Energie, die bereits an der Oberfläche vorhanden ist, die den Punkt A enthält. Dass dieser Teiler funktioniert, indem er einen größeren Kegel in eckige Ausschnitte unterteilt, spielt keine Rolle.
Jede einzelne Unterteilung hat dann natürlich ihren eigenen Beugungseffekt - dieser ist aber nicht mehr vom Zusammenspiel der beiden Hauptbrennpunkte und der Hauptblende abhängig. Dieses "neue" System bringt sozusagen seine eigene Blende mit. Der Beugungseffekt ist hier also der von zwei neuen Brennpunkten und einer neuen Blende. Der vordere Brennpunkt für dieses System ist der Punkt auf der Aperturoberfläche, von dem das Licht "gesammelt" wurde, die Apertur ist der ML-Oberflächenbereich, der Licht zu jedem Subpixel ausbreitet, und der hintere Brennpunkt liegt in der PD. Da der Abstand zwischen der ML-Oberfläche und der PD (von Natur aus) im Vergleich zur neuen Aperturfläche recht klein ist, ist dieser Winkel sehr groß, und daher ist dieser zusätzliche Beugungseffekt fast vernachlässigbar. Es ist ein sehr großes numerisches Apertursystem, das mit Brennweiten im Mikrometerbereich arbeitet.
Der einzige numerische Unterschied zwischen den Modellen hier ist die Auflösung des Simulationsergebnisses - für das Wellenmodell ist es unendlich (kontinuierlich), für das Quantenmodell ist es auf die Planck-Auflösung begrenzt (quantisiert), wenn eine unendliche Belichtungszeit angenommen wird ( sonst niedrigere Auflösung). Ich würde dringend davon abraten, das Quantenmodell auf dieses System anzuwenden, da es sich um eine komplexe Multiplikation zweier bereits recht umfangreicher Pfadintegrale handelt.
Sollte mein Verständnis (oder meine Erklärung) der zugrunde liegenden Effekte, die dies verursachen, falsch sein, würde ich mich über eine Korrektur freuen. Sorry für den etwas verworrenen Beitrag, aber ich muss jetzt wirklich etwas schlafen, keine Zeit zum Bearbeiten.
Hallo, du hast mich dazu gebracht, noch einmal darüber nachzudenken und werde einen weiteren Kommentar posten. Obwohl ich jetzt den meisten Dingen zustimme, die du geschrieben hast, denke ich, dass ich noch ein paar Punkte zu deinem Posting beitragen kann. Danke trotzdem dafür.
The_Suede schrieb:
Nein. Die Beugungsgrenze der Winkelzielauflösung auf der Projektionsfläche bleibt gleich. Die Beugungsgrenze bleibt auf der Projektionsfläche gleich, egal mit welcher Auflösung oder Winkelaufteilung auf dieser Fläche [mit Pixeln oder Subpixeln] Sie sie messen.
Tatsächlich können Sie nicht an einer Unterteilung von Winkeln in der Projektionsebene messen. Ich stimme Ihrer Entschließungsbemerkung zu. Aber "egal bei welcher Winkelunterteilung in diesem Bereich" ist nicht korrekt. Das war mein ganzer Punkt. Stellen Sie sich vor, Sie konstruieren eine Maske, eine Art Röhre vor jedem Pixel (eines gewöhnlichen Sensors), die nur einen Bruchteil der Strahlen durchlässt, die von der hinteren Linse kommen. Wenn Sie das getan haben, haben Sie Ihre Blende effektiv verringert und die Beugung erhöht. Denn jetzt können sich nicht mehr alle vom Objektiv kommenden Strahlen auf der Projektionsebene gegenseitig stören.
Und jetzt, selbst wenn Sie eine Vielzahl von Bildern mit unterschiedlichen Tubuswinkeln aufnehmen würden, um alle Strahlen der hinteren Linse abzudecken, und sie zu einem einzigen Bild addieren, hätte es immer noch die erhöhte Beugung.
Das Addieren muss in Bezug auf die Wellenfunktion erfolgen, nicht in Bezug auf die Bilddaten.
Sowohl im Teilchen- als auch im Wellenmodell ist der Parameter, der die Beugungsbeschränkung der Winkelzielauflösung beeinflusst, die Winkelbeschränkung (numerische Apertur) zwischen zwei Fokusendpunkten und der Zwischenapertur. Dieser Winkel ist konstant, egal mit welcher Auflösung Sie versuchen, die Projektion [von jedem Brennpunkt] aufzulösen. Für den Brennpunkt A auf der Sensoroberfläche (oder ML-Baugruppenoberfläche) spielt es keine Rolle, ob er sich auf einem kleinen Pixel oder einem großen Pixel befindet - oder selbst wenn er sich in einem Totbandbereich befindet - es ist immer noch der gleiche Punkt im Raum.
Alle Wechselwirkungen zwischen dem vorderen Brennpunkt, der Blende und dem hinteren Brennpunkt in diesem System sind bereits aufgetreten – sie sind aus Quantensicht „tot“ und aus Wellensicht „zerstreut“ – wenn die Energie Punkt A erreicht.
Siehe mein Röhren-Gedankenexperiment oben, um es zu sehen.
Was Sie tot nennen, ist, wenn das Photon in ein Elektrom umgewandelt wird und zu keinem Zeitpunkt früher.
An jedem Punkt der Projektionsebene ist die Airy-Scheibe kein Bild, sondern eine komplexwertige Wellenfunktion. Wenn Sie Teile der Strahlen ausblenden (im Sinne des Wegintegrals), dann ändern Sie die Wellenfunktion. In der Praxis wird die Airy-Disc verschmieren (anstatt dunkler zu werden), wenn Sie Teile des Interferenzmusters blockieren.
Es gibt eine andere, elegantere Möglichkeit, dies alles zu sehen:
Ein Objektiv misst sowohl eine Photonenposition (bestimmt durch die Blendenfläche, die es durchquert) als auch einen Photonenimpuls (bestimmt durch den Einfallswinkel auf das Objektiv, wobei ein gegebener Winkel einem einzelnen Punkt auf der Projektionsebene entspricht, wenn eine unendliche Fokusentfernung angenommen wird Der Einfachheit halber).
Das Heisenberg-Prinzip der Unsicherheit, dem man nicht entkommen kann, bedeutet dann, dass Sie Position und Impuls nicht gleichzeitig genau messen können. Je kleiner die Positionsunsicherheit (je kleiner die Blende), desto höher die Impulsunsicherheit (desto mehr verwischt der projizierte Punkt auf der Fokusebene).
Wenn Sie also tatsächlich versuchen würden, das Airy-Muster nur aus Teilen der Objektivöffnung zu messen, muss der projizierte Punkt auf der Fokusebene zwangsläufig mehr verschmieren.
Die zielbezogene Winkelbeugung findet also VOR der Subpixel-Aufteilung statt. Die Subpixel-Aufteilung an sich ist eigentlich nur ein Teiler für die Integralsumme der Energie, die bereits an der Oberfläche vorhanden ist, die den Punkt A enthält. Dass dieser Teiler funktioniert, indem er einen größeren Kegel in eckige Ausschnitte unterteilt, spielt keine Rolle.
Wie gesagt, es gibt kein Vorher und Nachher. Wenn Sie tatsächlich einen größeren Kegel in eckige Ausschnitte unterteilen, würden Sie die Wellenfunktion auf der Projektionsebene selbst ändern (weil Sie Strahlen blockieren würden, die sich sonst gegenseitig stören würden). In Energie zu denken ist keine gute Idee. Energie ist das Betragsquadrat der komplexen Wellenfunktion, während in Wirklichkeit die Wellenfunktion selbst analysiert werden muss. Die Energie ist nach der Messung in Ordnung, d. h. nachdem der Photoeffekt ein Elektron erzeugt hat.
Allerdings glaube ich jetzt, dass ich mit meiner Vorstellung falsch liege, dass der Dual-Pixel-Sensor eine schlechtere Beugung hat. Aber aus einem anderen Grund. Was ich meine, erkläre ich unten in einem anderen Kommentar.
Lochdurchmesser - kreisförmige arpetrure
Licht von einem Helium-Neon-Laser (λ=633 nm) durchläuft eine kreisförmige Blende und wird auf einem 4,0 m hinter der Blende liegenden Bildschirm beobachtet. Die Breite des mittleren Maximums beträgt 2,5 cm. (Beachten Sie, dass die Breite des mittleren Maximums der Abstand zwischen den dunklen Rändern auf beiden Seiten des Maximums ist)
Welchen Durchmesser (in mm) hat das Loch?
Also habe ich Winkel = 0,025/4 = 0,0060 rad gemacht done
dann Wellenlänge/Winkel = 6,33*10^-7/6*10^-3 = 1,055*10^-4 m = > 0,11mm. Aber das Quiz sagt, dass ich die Antwort falsch habe. was habe ich falsch gemacht?
Das von einer kreisförmigen Blende gebeugte Licht wird durch ein Airy Pattern gegeben. Der Winkel der Scheibe vom Zentrum zum ersten Minimum ist gegeben durch sin(theta) = 1,22 Lambda/Durchmesser. Sobald Sie den Winkel haben, ist es ein grundlegendes Geometrieproblem. Der Radius der Airy-Scheibe ist einfach durch tan(theta) = R /Abstand gegeben. Löse nach R auf. Die Kleinwinkel-Approximation (tan(theta) = sin(theta)=theta) sollte in Ordnung sein.
In der Optik sind die Airy-Scheibe (oder Airy-Scheibe) und das Airy-Muster Beschreibungen des am besten fokussierten Lichtflecks, den ein perfektes Objektiv mit einer kreisförmigen Öffnung erzeugen kann, begrenzt durch die Lichtbeugung. Die Airy-Scheibe ist in der Physik, Optik und Astronomie von Bedeutung.
Das Beugungsmuster, das sich aus einer gleichmäßig beleuchteten, kreisförmigen Blende ergibt, hat einen hellen zentralen Bereich, die sogenannte Airy-Scheibe, die zusammen mit der Reihe konzentrischer Ringe um sie herum als Airy-Muster bezeichnet wird. Beide sind nach George Biddell Airy benannt.
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Alle optischen Systeme erzeugen durch Beugung ein unscharfes Bild. Grundsätzlich benötigen wir ein Lineal, um zu messen, wie viel Unschärfe in einem System aufgetreten ist. MTF, MTF50 und andere Maße sind alle mathematisch "aufgelöste" Größen. Sie werden erzeugt, indem man ein Intensitätsprofil nimmt und einige Mathematik darauf anwendet. Diese Methoden können die "Quelle" der Unschärfe nicht erkennen, sondern nur, dass diese Unschärfe aufgetreten ist.
Betrachtet man jedoch Dinge wie die chromatische Aberration, wird klar, dass die Dinge eine gewisse Abhängigkeit von der Wellenlänge oder Farbe haben. Wie sich herausstellt, gilt dies auch für das Wellenverhalten von Licht. Blaues Licht bewegt sich nicht schneller als rotes Licht, aber es trägt mehr Energie pro Photon und verwischt folglich weniger, wenn es seinen Weg um eine Blende umleitet. (E=mc^2 muss schließlich massiver sein und somit eine größere Trägheit haben).
Dabei verwenden wir die Wellenlänge des Lichts als Lineal. Massivere Photonen lenken nicht so stark ab, bleiben also dicht gepackt und erzeugen einen kleinen Fleck mit hoher Intensität.
Jedoch, das ist für die Fotografie weitgehend irrelevant, da Consumer-Objektive einfach zu aberriert sind.
Hier präsentiere ich Ihnen die Spots von mehreren Objektiven, wie sie auf einer MTF-Bank untersucht wurden. Das Objektiv ist f/2.4 und deckt ein 120-Grad-Sichtfeld ab. Wie entworfen, ist es beugungsbegrenzt (korrigiert auf weniger als Lambda/6-Aberrationswellen, Lambda/4 wird im Allgemeinen als beugungsbegrenzt angesehen).
Zuerst haben wir einen ausgezeichneten Platz:
Wir können auch ein gestörtes optisches System sehen, d. h. eines mit einer gewissen Fehlausrichtung. Diese spezielle Probe weist auf der Achse ungefähr eine Welle von Koma auf. Dies ist eher typisch für ein Consumer-Objektiv, da es einfach nicht genug kostet, um auf diese Spezifikation ausgelegt und ausgerichtet zu werden (und es auch nicht wirklich notwendig ist).
Als weiteres Beispiel ist hier etwa eine halbe Komawelle, aber auch eine Astigmatismuswelle. Nicht sehr hübsch.
Hier ist das MTF der drei Spots in der gleichen Reihenfolge:
Schauen wir uns nun ein Consumer-Objektiv an, das allgemein als super scharf angesehen wird, und ein Objektiv, das mein Favorit ist, das Zeiss 100 mm 1: 2 Makro Planar.
Ich entschuldige mich für die Formatänderung. Der große Clou dabei ist, dass die MTF mit 50 lp/mm nirgendwo im Sichtfeld die der stark gestörten Probe übertrifft. Sie liegt über das gesamte Feld bei etwa 0,6, wo das stark gestörte, aber perfekt konstruierte Objektiv selbst in seiner schlechteren Ebene etwa 0,7 erreicht.
Vielleicht wird in 10-25 Jahren, wenn austauschbare Objektive für Verbraucher sowie dieses 25.000-Dollar-Weitwinkel-Festobjektiv entwickelt werden, die luftige Scheibe in der Fotografie eine Rolle spielen, aber heute ist dies nicht der Fall.
Wir alle wissen, dass Lichtstrahlen in einer geraden Linie verlaufen (Strahl von der Deutschen gerade wie ein Baumstamm). Wir wissen auch, dass sich Schallwellen um ein Hindernis biegen. Wir können jemanden hinter einem Baum schreien hören. Sie wissen vielleicht, dass sich Wasserwellen auch um ein Hindernis biegen. Aber wussten Sie, dass Lichtstrahlen, die eine scharfe undurchsichtige Kante streifen, in den Weg der Lichtstrahlen gelangen, die gerade die Kante einer Irisblende passieren. Die Rede ist von den Lamellen der Objektivblende. Wir sprechen von Beugung (lateinisch für Richtungsänderung).
Das Licht, das in den geometrischen Schatten der Iris einfällt, beleuchtet die Demarkationslinie und macht die Trennung von Licht und Schatten undeutlich. Diese Beugung bewirkt jedoch mehr. Die gebeugten Lichtstrahlen interferieren mit den direkten Strahlen und bilden eine Reihe von Interferenzbändern, die jeden von der Linse projizierten Lichtpunkt umgeben. Was wir sehen, sind konzentrische Bänder, die diesen Lichtpunkt umgeben. Diese undeutlichen Kreise nehmen in Intensität und Abstand vom Mittelpunkt ab. Wir können diese Streifen nur sehen, wenn wir das von der Linse erzeugte Bild mit einer Lupe untersuchen.
Wir betrachten eigentlich zwei Phänomene, Interferenz und Beugung. Diese verflechten sich, um einen Lichtpunkt zu erzeugen, der zu klein ist, um als dimensionslos wahrgenommen zu werden, und als Lichtkreis mit gewölbter Kante erscheint. Dies nennen wir „Airy Disc“ (Lichtscheibe, die wir mit Hilfe einer Lupe in der Luft betrachten).
Dies wurde von John Strutt, einem englischen Adligen, 3. Baron Rayleigh 1842 – 1919 Nobelpreisträger, gut untersucht. Das Rayleigh-Kriterium für Linsen bleibt trotz unserer Bemühungen gültig. Das Auflösungsvermögen einer Linse wird in Linien pro Millimeter aufgelöst angegeben. Dies bedeutet, dass wir einen Raum zwischen eng gezogenen Linien unterscheiden können. Auflösungsvermögen (RP) = 1392 /f-Zahl (für jede Wellenlänge unterschiedlich, fotografisch verwenden wir jedoch 1392).
Testbericht zum Meade 152ED APO Refractor
[ARTICLEIMGR="1"]Das Meade 152ED scheint nie eine besonders große Fangemeinde gefunden zu haben, und dennoch ist hier ein Teleskop, das mit Sicherheit in der Lage ist, mindestens eines der wichtigsten großen Refraktor-Versprechen zu 100 % zu erfüllen: Ultrascharf, kontrastreiche visuelle Beobachtung.
Der Meade 152ED ist ein physikalisch großer Refraktor. Es handelt sich um ein f/9 (1370 mm) ED-Objektivdesign, sodass es mit dem angebrachten Tauschutz ziemlich lang ist. Es verwendet auch einen OTA mit einem Außendurchmesser von 7 Zoll, daher ist die Verwirrung eine der effektivsten, die ich je bei einem Refraktor gesehen habe. Der Vixen 102 Achromat, den ich besaß, verwendete auch eine übergroße Röhre (114 mm Außendurchmesser) und hatte auch eine hervorragende Verwirrung.
Der Okularauszug ist ein 2,7-Zoll-Gerät, wird jedoch mit einem 2-Zoll-Adapter geliefert. Obwohl ich in Testberichten noch nie viel Lob über diesen Okularauszug gehört habe, würde ich ihn als einen der besseren Okularauszüge in den von mir verwendeten "Massenmarkt"-Zielfernrohren einstufen, abgesehen von denen mit Crayford-Okularauszügen. Ich bin zum Beispiel ein großer Fan von Vixen-Produkten und der Meade 152ED ist etwas besser als die Vixen-Refraktor-Auszüge, die ich verwendet habe. Die Bewegung ist schwer (obwohl sie bei Gebrauch leichter wird), aber glatt. Ich habe ein paar Tropfen Teflon-Schmiermittel hinzugefügt, wo ich denke, dass die Schienen sind, und das hat auch geholfen. Es gibt auch ein kleines Getriebespiel. Es behauptet sich, wenn es versucht, sich auf höhere Mächte zu konzentrieren.
Der Meade 152ED ist ein schön ausgeführtes Paket. Verarbeitung und Finish insgesamt sind eigentlich recht gut und erscheinen wieder gleich oder etwas besser als Vixen-Qualität. Ich sehe, dass ich hier Vixen als Benchmark verwende, und das scheint ehrlich gesagt fair zu sein. Ich betrachte Vixen als eines der besseren Teleskope des „Massenmarktes“ und ist eindeutig besser als die meisten anderen massenproduzierten Marken. Daher ist es für mich ein Kompliment, wenn man den Preis betrachtet, dass die Meade ähnlich oder etwas besser in der Qualität ist.
Jetzt bin ich ehrlich und sage, dass meine beim Kauf ein optisches Problem hatte, aber einige Anrufe bei Meade, etwas Versandaufwand (von Meade bezahlt) und etwas Geduld, und dieses Problem wurde behoben. Als es empfangen wurde, hatten die Sterne ein prismenartiges Aussehen, das auf einer Seite der Airy-Scheibe rot, in der Mitte weiß und auf der anderen Seite blau getönt war. Ich habe Kollimation und Zentrierung versucht, aber diese haben das Problem nicht behoben. Erst durch Rücksendung an Meade konnte ich das Problem beheben.
Dieses Zielfernrohr erfordert eine BIG-Montierung. Ich habe meine auf einer EQ6 SkyScan Montierung. Diese Kombination ist für die visuelle Verwendung akzeptabel, aber für die Bildgebung vermute ich, dass ein Ci-700 oder G-11 das Minimum wäre, das als akzeptabel angesehen würde. Ich muss dazu sagen… Dieses Zielfernrohr ist anspruchsvoller einzurichten als jedes andere Zielfernrohr, das ich zuvor besessen habe. Das Reittier ist schwer, und ich muss entweder die Gewichte fallen lassen und es aus dem Haus grunzen oder es weiter zerlegen, um es zu bewegen. Der OTA ist LANG. Es passt nicht leicht in die meisten Autos, es sei denn, es handelt sich um ein Schrägheck oder eine Kofferraumdurchführung. Dies ist so etwas wie ein Spezialinstrument, das vom Besitzer viele Kompromisse erfordert. Wenn Sie noch keinen wirklich großen Refraktor besessen haben und darüber nachdenken, würde ich sagen, dass Sie diese Punkte sorgfältig prüfen sollten. Ich kämpfe immer noch mit ihnen, und ich mag dieses Teleskop wirklich. Von Zeit zu Zeit frage ich mich jedoch, ob ich nur wegen der Einrichtungs- und Transportprobleme weiterhin so viel verwenden werde wie in den letzten Jahren.
Jetzt bin ich auf dem weiten Weg hierher gekommen... Ich habe kleinere Refraktoren ausprobiert. Der 102-mm-APO, den ich besaß, hat mich überhaupt nicht begeistert. Sicher, es war kompakt und bot eine scharfe Aussicht, aber kurz gesagt, es war einfach zu klein, um genug Licht für den Einsatz an meinem zentralen Standort in Austin TX zu sammeln. Selbst der glorreiche M42 war absolut enttäuschend. Ich fand es bei vielen Zielen nicht viel besser als das Orion 127 Mak, das ich besessen habe (das 4 Zoll war jedoch besser, nur nicht das, was der 5-fache Preis vermuten lässt). Ich habe den 4” APO für einen Vixen 102 Achromat verkauft, den ich für fast genauso gut hielt, und das zu einem kleinen Bruchteil der Kosten. Ich habe das aber auch verkauft, weil es wieder einmal 4 Zoll Öffnung einfach nicht für mich gepasst hat. Ich habe mir einen Vixen 140NA Refraktor für meine Arbeit mit geringer Leistung im Weitfeld gekauft und bin damit zufriedener als mit dem 4” APO oder Achromat.
Ich besaß auch ein paar Celestron CR150 Refraktoren, die ich beide sehr gut fand. Nur bei höheren Leistungen oder beim Betrachten von Sonnensystemzielen wurde die chromatische Aberration zu einem Problem, und es war ein ernstes Problem für mich, da der Kontrast bei hohen Leistungen auf Jupiter und Mond deutlich verringert wurde. Der Vixen 102 war im Vergleich dazu fast farbfrei. Ein 6” f/8 Achromat-Objektiv wird am Okular Violett erzeugen. Viel davon….
Aber der Reiz eines großen Refraktors verfolgte mich. Ich meine, ich „verstehe“ tatsächlich die Vorstellung, dass die Ansichten, die ein guter Refraktor liefert, eine gute Qualität haben, aber den kleineren Refraktoren, die ich besaß, fehlte der Druck, nach dem ich mich sehnte, und den großen achromatischen Refraktoren mit f/8 fehlte das Bild Treue der kleineren APOs.
Ich hatte meinen Namen mehrere Jahre lang auf einer Warteliste für einen großen High-End-APO, wurde aber durch das Warten frustriert und entschied mich schließlich, einen neuen Meade 152ED zu kaufen. Die Vorsehung strahlte auf mich, denn die Entscheidung war gut.
Dieses spezielle Meade 152ED hat einige der besseren Optiken der Zielfernrohre, die ich besitze. Die Politur ist sehr glatt und im Star-Test sind keine offensichtlichen Mängel zu erkennen. Sphärische Aberration kann bis zu einem gewissen Grad vorhanden sein, da das Innere und Äußere des Fokus Airy-Scheibenmuster auf einer Seite etwas heller aussehen als auf der anderen. Dennoch muss jede vorhandene SA von so vernachlässigbarer Größe sein, dass sie bedeutungslos ist. Im Fokus ist die Airy-Scheibe praktisch perfekt, wie in den Sternentestkarten für ungehinderte Teleskope dargestellt. Die Airy-Scheibe ist ein kleiner heller Punkt, umgeben von einem ach so sehr schwachen ersten Beugungsring. Tatsächlich ist bei dunkleren Sternen der erste Beugungsring kaum sichtbar. Schlechte Sichtverhältnisse machen es etwas deutlicher, aber größtenteils ist die fokussierte Airy-Disk fast perfekt. Dieses Teleskop bietet eindeutig einige der angenehmsten Sternansichten, die ich je hatte. Während mein 4 'APO eine gut fokussierte Airy-Disk darstellte, fokussierte er die Sterne einfach nicht auf so kleine Punkte.Bei mäßiger Leistung begann das 4-Zoll-Zielfernrohr, Sterne eher wie Lehrbuchzeichnungen von Airy-Scheiben zu zeigen, als wie im Weltraum schwebende Sterne. Das 6-Zoll-Teleskop ermöglicht es ihnen, bei erheblich höheren Leistungen weiterhin wie Sterne auszusehen.
Wenn ich mich an mein Buch richtig erinnere, wird ein Refraktor mit perfekter Optik 84 % des Lichts in die Airy-Scheibe werfen, wobei 7 % in den ersten Beugungsring und der Rest in die äußeren Ringe gehen, die zu schwach sind, um sie zu erkennen alle außer den hellsten Sternen. Nun zu diesem Punkt, an dem 84 % des verfügbaren Lichts in die Airy-Scheibe gehen ... Wenn Sie darüber nachdenken, werden Sie verstehen, warum diese großen Refraktoren so besonders erscheinen. Der Hauptgrund hängt mit der Erzfeindschaft blockierter (reflektierender) Systeme zusammen: Sehbedingungen… Wenn das Sehen nicht perfekt ist, ein System mit einer 25-prozentigen Behinderung, das bereits etwa 20 bis 25 % (oder mehr) seiner Licht in den ersten Beugungsring wird sehen, dass immer mehr Licht in die nachfolgenden Ringe gestreut und zwischen ihnen gestreut wird. Das Ergebnis ist, dass das Reflektorbild bei weniger als nur PERFEKTEM Sehen schneller zusammenbricht. Mein 11“ SCT zeigt dies in extremem Maße. Es ist groß (was aufgrund der Natur der Turbulenzzellen in der Atmosphäre das Sehen stärker beeinträchtigt), es hat ein großes zentrales Hindernis (der erste Beugungsring um die Airy-Scheibe eines perfekten SCT wird ungefähr so hell sein wie die Ring um die Airy-Scheibe in einem Refraktor mit ¼ Welle SA. Der Nettoeffekt ist, dass, obwohl die Airy-Scheibe selbst im großen Reflektor theoretisch kleiner ist, das typische Seeing genug Licht in die Beugungsringe streut, um das Bild des Sterns aufzublähen. Infolgedessen bietet der Meade 152ED in der überwiegenden Mehrheit meiner Sehnächte viel angenehmere Ansichten als alles andere, was ich besitze.An AUSSERGEWÖHNLICHEN Nächten (1 von 25 meistens im Jahr, 1 von 10 im Sommer) wird das SCTCT präsentieren deutlich kleinere Airy Disks, aber selbst dann sehen sie im Vergleich zum Meade 152ED immer noch etwas langweilig aus.In der Tat bietet ein Buch (Telescope Optics: Complete Manual for Amateur Astronomers, von Rutten und Van Venrooij) eine Tabelle, die darauf hindeutet, dass a 6" Refraktor ist vielleicht eine der besten Optionen für ein Allround-Teleskop, wenn versucht wird, den Wunsch nach einer großen Öffnung gegen die negativen Auswirkungen von schlechtem Seeing auszugleichen. Meine eigene Erfahrung bestätigt mir das jetzt. In vielen Nächten genieße ich den Blick durch den großen Refraktor mehr als mit meinem NexStar 11, wenn ich einen großen Prozentsatz von Sternen- und Sonnensystemmotiven betrachte. Nur bei der Betrachtung von Objekten wie Kugelsternhaufen und lichtschwachen offenen Sternhaufen oder Galaxien zeigt der größere Reflektor einen entscheidenden Vorteil, und nur weil er tiefer reicht, werden Sterne möglicherweise eine Größenordnung schwächer, was in einem Kugelsternhaufen zu viel mehr Sternen führt .
Was die Sekundärfarbe betrifft, so ist bei 99,9% der von mir betrachteten Motive (einschließlich Jupiter und Saturn) einfach keine sichtbare Farbe. Einige Leute werden sagen, dass der Meade 152ED kein APO ist, oder ihn lieber als "Semi-APO" bezeichnen, und ich bin überhaupt nicht geneigt, gegen beides zu argumentieren. Ich sage nur, dass die Farbe so gut korrigiert ist, dass sie bei normaler visueller Beobachtung nicht wahrnehmbar ist. Für mich reicht das.
Ich kann einen sehr schwachen, sehr schmalen Gelbstich direkt innerhalb des Randes sehen, wenn ich den Mond in einigen meiner Okulare außerhalb der Achse betrachte, aber ich denke, dass ein Teil davon von den Okularen selbst kommen kann. Sie ist bei einigen Okularausführungen (komplex) ausgeprägter als bei anderen. Auf der Achse sehe ich auf der Extremität praktisch überhaupt keine und auf der Scheibe selbst sehe ich absolut keine Falschfarben. Keiner. Nada.
Daher nenne ich es einen "praktisch farbfreien, qualitativ hochwertigen Refraktor mit größerer Öffnung, mit dem das Betrachten ein wahres Vergnügen ist." Und ehrlich gesagt, wenn Sie mich nur nach der Meinung eines Laien fragen würden, würde ich sagen, dass Meade meiner Meinung nach berechtigt war, APO in seinem Marketingmaterial zu verwenden. Sie müssen sich daran erinnern, dass dieses Teleskopdesign (und Meades begleitendes Marketingmaterial) vor 10 Jahren eingeführt wurde, und als Meade es nach damaligen Maßstäben einführte, wäre es meiner Meinung nach leicht als echter APO akzeptiert worden. Einige der anderen „APO“-Zielfernrohre aus dieser Zeit zeigten auch ein kleines bisschen Farbe, also denke ich, dass Meade, wenn ich es relativiere, nicht irreführend war. Ich habe mir ein paar sehr teure 4-Zoll-APOs von vor 10 Jahren angesehen und ich würde sagen, der große Meade ist genauso gut, und verglichen mit den BESTEN Achromaten von damals und heute würde er immer noch als farbfrei angesehen.
Ok, also, wie sieht es mit einem praktisch farbfreien, hochwertigen Refraktor mit größerer Öffnung aus. Es ist in einem Wort, Erhaben. Ja, der Blick durch einen praktisch farblosen, lichtstarken Refraktor mit größerer Öffnung ist in der Tat etwas Besonderes. Die unglaubliche Schärfe der Sterne im Feld ist schwer zu beschreiben. Die Leute sagen „Pin-point“, aber bei dem Versuch, künstliche Sterne zu bauen, habe ich viele Pin-Points in Folie gemacht, und sie entsprechen nicht annähernd der Natur eines scharfen Sterns im Meade 152ED. Auf einem großen Haufen wie M37 sind die Sterne so fein gebündelte kleine Lichtpunkte, dass sie unglaublich klein erscheinen. In Nächten mit durchschnittlichem Sehvermögen bietet der Meade 152ED vielleicht das angenehmste Open-Cluster-Viewing, das ich je genossen habe. Mein 4-Zoll-APO sammelte nur die Hälfte des Lichts, und die Airy-Scheiben, die viel größer waren, gaben nicht die gleiche punktgenaue Wirkung. Ja, sie waren ausgezeichnet, aber selbst bei moderaten Leistungen würde die Airy-Scheibe zeigen, während sie bei ähnlichen Leistungen im 152ED immer noch wie winzige Punkte aussehen.
Der Lichtdurchsatz ist hervorragend. Die Theorie besagt, dass der Lichtdurchsatz etwas weniger als bei einem 8-Zoll-SCT betragen sollte, aber im Parallelvergleich auf mehreren offenen Sternhaufen konnte ich in meinem 8-Zoll-SCT keine Sterne sehen, die im 6-Zoll-Refraktor nicht sichtbar waren und im Refraktor ist alles schärfer. Seltsamerweise wird es bei diesen Vergleichen mit dem C8 etwas schwieriger sein, einen sehr schwachen Stern im 152ED zu finden, auch weil der Stern ein so ultrafeiner Punkt im Refraktor ist. Sobald Sie es jedoch gefunden haben, ist es auffällig. In der 8” ist der Stern sichtbar, weil er sich als größerer Klecks präsentiert. Im Refraktor präsentiert er sich als ach so winziger Punkt, an dem man eigentlich schon länger suchen muss, um ihn zu finden, aber ist die Position einmal lokalisiert, kann man plötzlich nicht anders, als sie zu sehen. Seltsames Gefühl, wirklich, aber das ist, was ich sehe.
Bei Deep-Sky-Objekten ist der 6-Zoll-Meade 152ED wahrscheinlich näher am Celestron 9,25-Zoll-SCT, den ich früher besaß. Jetzt ist mir nicht wirklich aufgefallen, dass der oft erwähnte Unterschied die Himmelsschwärze ist. Bei Okularen mit ähnlichen Vergrößerungen und ähnlichen Sehfeldern sehe ich den Himmel bei Deep-Sky-Objekten im Refraktor einfach nicht „schwärzer“. Und ich wette, dass die schiere Öffnungsstärke in einem 9-Zoll-Zielfernrohr anfangen wird, etwas schwächere Sterne zu zeigen … Ah, aber nicht so scharf … Es GIBT einen Unterschied, wenn sich sehr helle Objekte im Sichtfeld befinden, insbesondere der Mond. Auf dem Mond gibt es in der Tat einen dunkleren Himmel direkt neben dem Rand im 6-Zoll-Refraktor. Tatsächlich sieht der Himmel in diesem Fall ultraschwarz aus, während er im SCT ein sehr schwaches Leuchten zeigt. In ähnlicher Weise werden Planeten in den SCTs ein winziges schwaches Leuchten um den Planeten herum zeigen. Einiges davon kommt von Reflexionen im Okular, und obwohl ich für einen genauen Vergleich keine Stärken und Okulardesigns vergleichen konnte, ist der Himmel direkt um Jupiter im Refraktor ziemlich schwarz, während es direkt um den Planeten ein schwaches Glühen gibt der SCT.
Denken Sie jetzt nicht, dass dies eine Herabsetzung der 8-Zoll- und 9,25-Zoll-SCT ist, denn ein 8-Zoll-SCT auf einer computergestützten Montierung kostet die Hälfte des Preises des Meade 152ED OTA allein (neu) und eines C 9,25 OTAs (neu .). ) kostet nur etwa die Hälfte dessen, was der 6-Zoll-Refraktor-OTA kosten würde. Ich habe unglaublichen Respekt vor diesen beiden OTAs und wenn entweder das Budget oder die Gesamtverwaltung meine höchste Priorität hätten, wäre einer dieser Bereiche SEHR schwer zu umgehen. Das 8-Zoll-SCT auf einer computergestützten Montierung ist immer noch meine erste Empfehlung für Leute, die mit einem mittelgroßen GEM-montierten Zielfernrohr in die Amateurastronomie einsteigen möchten und ein vernünftiges Budget haben. Ich besitze ein Celestron 8-Zoll-SCT, das ich auf einer Meade LXD55-Montierung habe, und es macht mir bis heute große Freude, es zu benutzen.
Bei Verwendung mit einer 35-mm-Panoptik kann der Meade 152ED ein 1,7-Grad-Feld liefern und es ist in der Tat ein spektakuläres Feld. Jetzt liegt dieses Feld 1,2 Grad unter dem, was ich mit meinem Vixen 140-Refraktor erreichen kann, und ich kann natürlich nicht die gleichen niedrigen Leistungen erreichen, aber die Qualität der Sicht in diesem Größenfeld ist von allem, was ich je besessen habe, unübertroffen. Die Vixen 140 NA, die ich besitze, präsentiert eine scharfe Airy-Scheibe, die einen sphärischen Korrekturfehler von etwa ¼ Wellenlänge zu haben scheint, und sie ist nicht ganz so hell, wie das 12-mm-Defizit in der Blende vermuten lässt (es handelt sich um ein 4-Element-Design). so dass, obwohl es ein sehr schönes Feld darstellt, die Sicht auf ähnlich große Felder im 6” 152ED deutlich überlegen ist. Sterne erscheinen einfach als viel kleinere, intensivere Lichtquellen.
Ebenso kann nichts, was ich besessen habe, Doppelsterne in typischen Nächten besser machen. An vielleicht ein paar Dutzend Nächten im Jahr kann die NX11 einige unglaublich enge oder hohe Kontrastunterschiede verdoppeln, aber der Meade 152ED erreicht seine theoretische Leistung in den MEISTEN Nächten. Bei sehr hellen Sternen wird sogar dieses Zielfernrohr durch schlechtes Sehen beeinträchtigt. Das Sehen ist jedoch VIEL weniger ein Faktor als bei meinem 11-Zoll-SCT.
Die Deep-Sky-Leistung ist im Vergleich zu meinem NexStar 11 erwartungsgemäß nicht so gut. Die Blende dominiert eindeutig. Bei einer kürzlichen Reise zum dunklen Himmel in Nordtexas zeigte der 6-Zoll-Refraktor jedoch leicht die Einschlüsse auf M82 und die spiralförmige Struktur auf M51 zusammen mit dem Begleiter. Deep-Sky-Ansichten zwischen diesem und dem 11-Zoll-SCT waren ähnlicher, als ich gedacht hätte. Aber bei den meisten Zielen setzte sich die größere Blende durch. M13 war im größeren Umfang besser aufgelöst, ebenso wie M92. Die Staubspur im Sombrero Galaxy war im 11-Zoll-SCT etwas ausgeprägter. M37 war im 11-Zoll-SCT viel reicher, aber im 6-Zoll bei geringer Leistung besser gerahmt. Der Ringnebel (M57) war in beiden ähnlich, aber das breitere Feld des Meade 152ED könnte auch hier einen viel schöneren Rahmen bieten. Aus irgendeinem Grund macht mir der Ringnebel bei niedriger Leistung genauso viel Spaß wie bei hoher Leistung. Gleichzeitig schien die Schärfe der Sicht im 6-Zoll-Refraktor jedoch immer besser. Dies ist ein wichtiger Punkt. Ich SEHE mehr mit dem größeren Zielfernrohr, aber die Ansichten scheinen im 6-Zoll-Refraktor angenehmer zu sein. Bei kleineren Refraktoren habe ich das nie hinbekommen, auch weil sie einfach nicht tief genug gingen und auch wegen der Airy-Scheibengrößen.
Der Meade liegt bei der Mondleistung an zweiter Stelle hinter meinem NexStar 11. Wiedersehen ist ein wichtiger Faktor, und in Nächten mit durchschnittlichem Seeing zeigt der 6-Zoll-Refraktor normalerweise ein sehr nahes Bild (näher als alles, was ich zuvor besessen habe), aber die Auflösung des viel größeren Instruments zeigt einfach mehr Details. Letzte Nacht (18.05.05) war das Seeing hier in Zentraltexas eigentlich recht gut, und im direkten Vergleich hat das NexStar 11 überall, wo ich hinsah, etwas mehr Details herausgesucht. In früheren Vergleichen, bei denen die Sichtbedingungen nicht so gut waren, konnte sich der Meade 152ED jedoch behaupten. Kein anderes Teleskop, das ich je besessen habe, hat im Vergleich zum NexStar 11 auf dem Mond so gut abgeschnitten.
Auf Planeten ist die Situation getrübt… Saturn sieht im NexStar 11 normalerweise etwas besser aus. Beim 11” SCT sehe ich mehr Hinweise auf die Polschattierung, und die Cassini-Teilung scheint etwas ausgeprägter zu sein, ebenso wie die Schattierung der Ringe. Der Hauptfaktor ist meiner Meinung nach, dass die Bildhelligkeit des Meade 152ED ab etwa 40x pro Zoll Öffnung zum begrenzenden Faktor wird. Das ist jetzt ganz gut. Ich habe noch nie ein Teleskop besessen, das bei Objekten des Sonnensystems eine Leistungssteigerung von weit über 30x bis 35x pro Zoll Öffnung erreichen konnte. Ich höre von Leuten, die 50x pro Zoll Öffnung und mehr verwenden, aber ehrlich gesagt habe ich noch nie ein Zielfernrohr besessen, das mir bei 50x pro Zoll mehr Details zeigte als bei 35x pro Zoll auf Planeten. Aber der Meade 152ED funktioniert mit 40x pro Zoll Öffnung extrem gut (38x tatsächlich, was 228x mit einer 0,66-mm-Austrittspupille bei einem 6-mm-Radiant entspricht). Die Verwendung eines 5 mm Bogenmaßes für 274x (0,55 mm Austrittspupille) erzeugt ein größeres, angenehmeres, aber dunkleres Bild, so dass das Bild zwar einen komfortableren Maßstab hat, ich jedoch nicht sagen kann, dass ich zusätzliche Details sehe. Außerdem werden Floater in meinem Auge an dieser Austrittspupille zu einem viel größeren Ärgernis. Aber bei dieser Vergrößerung ist das Bild noch recht scharf. . Ich würde sagen, dass kein Teleskop, das ich bisher besessen habe, in der Lage war, ein solches Vergrößerungsverhältnis zu erreichen. Außerdem ist es eine SEHR seltene Nacht, die ich mit dem großen SCT über etwa 190x verwenden kann. Mit dem Meade kann ich oft 228x verwenden, was zu einer besseren Austrittspupille für die Erkennung von Objekten mit niedrigem Kontrast führt, und ich habe die Möglichkeit, auf 274X zu gehen, wenn ich einen etwas größeren Bildmaßstab erhalten möchte.
In der Vergangenheit hatte ich einige Zielfernrohre, die auf Jupiter fast gleichauf mit meinem 11-Zoll-SCT waren (MN61 war am nächsten), aber in den meisten Nächten, wenn ich geduldig war, konnte ich im größeren SCT mehr sehen. Details mit extrem niedrigem Kontrast in der SCT werden, wie bereits erwähnt, durch das Sehen stark beeinträchtigt. Um mit einem großen SCT eine gute Leistung auf Jupiter zu erzielen, muss das Seeing nahezu perfekt sein. Im letzten Jahr hatte ich nur vielleicht ein paar Dutzend Nächte, in denen ich so etwas Gutes gesehen habe. Immer noch im Gegensatz zu den meisten Teleskopen, in den meisten Nächten würde Geduld es den 11-Zoll-Objektiven erlauben, Details zu erkennen, die in den kleineren Zielfernrohren nicht sichtbar waren. Dies stimmt einfach nicht, wenn man Jupiter betrachtet und die NX11 mit der Meade 152ED vergleicht. In den meisten Nächten bietet der Meade 152ED einfach ein durchweg besseres Seherlebnis auf Jupiter als alles, was ich zuvor besessen habe. Wie gut? Wirklich sehr gut… Details im GRS, Details in den turbulenten Strömen, die ihm folgen, Ovale, Girlanden, Lastkähne, subtile Gürtel, all das ist in Nächten mit einigermaßen guter Sicht vorhanden. Die Monde des Jupiter sehen im Refraktor IMMER schärfer aus. Um fair zu sein, wenn das Sehen für das NexStar 11 gut ist (ein Minimum eines halbgeformten, in Bewegung befindlichen ersten Beugungsrings), kann das große SCT mehr Details liefern als das Meade 152ED. Vor allem lösen sich einige der kleinen weißen Ovale auf der Südhalbkugel im Meade 152ED nicht so gut auf. Auch hier trägt die überlegene Auflösung des großen SCT viel dazu bei, den Kontrastverlust durch seine große zentrale Obstruktion im SCT auszugleichen. Obwohl der Kontrast ein wichtiger Faktor bei der Planetenbeobachtung ist, tun Sie gut daran, das Auflösungsvermögen nicht zu verachten. Obwohl ich den Mars im 152ED noch nicht gesehen habe, habe ich den NexStar 11 während der Marsnahe Annäherung vor ein paar Jahren mit mehreren APO-Refraktoren verglichen, und kein Refraktor, den ich durchgesehen habe, zeigte so viele Details wie der 11-Zoll-SCT. Die Auflösung des größeren SCT überwältigte die 4"- und 6"-Refraktoren, die ich bei diesem Objekt mit mäßig hohem Kontrast durchleuchtete, einfach völlig.
Ich war einfach nicht so überzeugt von der Attraktivität eines 4", $2000 (oder mehr) APO, aber bei 6 Zoll und $2500 sieht das Argument für einen praktisch farbfreien, hochwertigen Refraktor mit größerer Blende viel überzeugender aus mich.
Ich stelle fest, dass ich für einen angemessenen Prozentsatz meiner Betrachtung tatsächlich ein "kleineres" Zielfernrohr einem größeren vorziehe. An vielen Abenden nehme ich sowohl das NexStar 11 als auch das Meade 152ED heraus. Wenn ich vor dem Meade 152ED nur EIN Zielfernrohr herausnehmen wollte, wäre es fast immer das NexStar 11 gewesen. Jetzt stelle ich fest, dass ich den 6-Zoll-Refraktor in einer Nacht mit einem einzigen Zielfernrohr fast so häufig herausnehme wie die 11" SCT. Mein Vixen 140NA sitzt jetzt viel mehr im Leerlauf (obwohl der Sommer kommt und das 140NA immer noch mein Lieblings-Weitfeld-Zielfernrohr ist). Das 152ED sammelt nicht die gleiche Lichtmenge und kann nicht mit der Auflösung des größeren Zielfernrohrs mithalten, aber die Ansichten sind einfach zu schön, um sie zu ignorieren.
Also ja, ihr wahres IST starkes Verdienst für das Argument, dass große Refraktoren zu den angenehmsten Zielfernrohren gehören. Und bei 2.500 US-Dollar bietet der Meade 152ED tatsächlich ein praktisch farbloses, größeres Seherlebnis und ein hochwertiges Refraktor-Betrachtungserlebnis.
Dieses Teleskop gefällt mir sehr gut. Können Sie sagen? Berichte über Probleme mit der Qualitätskontrolle und Berichte über einige mit vielleicht weniger als wirklich guter sphärischer Korrektur (was meiner Meinung nach das gesamte Wertversprechen zunichte machen könnte) machen es schwierig, eine uneingeschränkte Zustimmung zu geben, aber ein gutes Beispiel wie meins könnte sich herausstellen ein wertvoller Besitz. Meins ist auf jeden Fall für mich.
Ein GANZER Trupp des Marine Corps ist in der vergangenen Woche auf tragische Weise im Irak verloren gegangen. Mehrere Mitglieder dieses Trupps wurden von Aufständischen getötet, die sich in einem Haus versteckten und unter dem Boden schossen. Als eines der Truppmitglieder zu Boden ging, wurden andere entweder getötet oder verletzt, als sie versuchten, das erste zu retten, was wir Marines tun. Ein paar Tage später wurden die überlebenden Mitglieder desselben Trupps von einer Bombe am Straßenrand getötet.
Meine Angst kennt keine Grenzen.
Mein Wunsch ist, dass dieser Krieg nicht stattgefunden hat und Sie alle sicher in den Armen Ihrer Familie oder Ihrer Lieben sind. Ich kann diesen Wunsch nicht haben, also entbiete ich Ihnen an seiner Stelle mein Mitgefühl und mein Beileid für die Freunde und Familien der Gefallenen.
Und all unseren Streitkräften im Nahen Osten, mögen die Sterne am Himmel über euch euch nach Hause und zum Frieden führen. Bitte komm sicher in die Welt zurück.
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Immer wenn Licht eine Grenze passiert, ist es beugt, oder Krümmungen, aufgrund der wellenartigen Eigenschaft von Licht, das mit dieser Grenze wechselwirkt. Eine Apertur in einem optischen System, typischerweise kreisförmig oder kreisähnlich, ist eine solche Grenze.
Wie Licht mit der Blende interagiert, wird beschrieben durch Punktverteilungsfunktion (PSF) oder wie stark und wie stark sich eine punktförmige Lichtquelle beim Durchgang durch das optische System ausbreitet. Die PSF wird durch die Geometrie des Systems (einschließlich der Form und Größe der Öffnung, der Form(en) der Linsen usw.) und der Wellenlänge des durch das optische System hindurchtretenden Lichts bestimmt. Die PSF ist im Wesentlichen die Impulsantwort des optischen Systems auf eine Impulsfunktion, ein Lichtpunkt mit einer Energieeinheit, der im 2D-Raum unendlich schmal oder eng begrenzt ist.
Das Faltung Licht aus dem Motiv mit dem Punktverteilungsfunktion führt zu einem erzeugten Bild, das ausgebreiteter erscheint als das Originalobjekt. Von Wikipedia-Benutzer Default007 von Wikimedia Commons. Gemeinfreiheit.
Für eine perfekt runde Apertur in einem theoretisch optisch perfekten Abbildungssystem wird die PSF-Funktion beschrieben durch an described Luftige Scheibe, das ist ein Bullseye-Target-ähnliches Muster konzentrischer Ringe aus abwechselnden Bereichen konstruktiver Interferenz (wo die Wellen des Lichts konstruktiv interagieren, um sich zu "addieren") und destruktiver Interferenz (wo die Wellen des Lichts interagieren, um sich selbst aufzuheben).
Es ist wichtig zu beachten, dass das Airy-Scheibenmuster nicht ein Ergebnis von unvollkommenen Linsenqualitäten oder Fehlern bei den Herstellungstoleranzen usw. Sie ist streng eine Funktion der Form und Größe der Blende und der Wellenlänge des durch sie hindurchtretenden Lichts. Somit ist die Airy-Scheibe eine Art Obergrenze für die Qualität eines einzelnen Bildes, das durch das optische System 1 erzeugt werden kann.
Eine punktförmige Lichtquelle, die durch eine runde Öffnung geht, breitet sich aus, um ein luftiges Scheibenmuster zu erzeugen. Von Sakurambo, von Wikimedia Commons. Gemeinfreiheit.
Wenn die Blende ausreichend groß ist, so dass der größte Teil des durch das Objektiv fallenden Lichts nicht mit dem Blendenrand wechselwirkt, sagen wir, dass das Bild nicht mehr vorhanden ist beugungsbegrenzt. Alle an diesem Punkt erzeugten nicht perfekten Bilder sind nicht auf die Beugung des Lichts an der Blendenkante zurückzuführen. In realen (nicht idealen) Abbildungssystemen umfassen diese Unvollkommenheiten (aber beschränkt auf): Rauschen (thermisch, Muster, Lese, Schuss usw.) Quantisierungsfehler (die als eine andere Form von Rauschen angesehen werden können) optische Aberrationen der Objektivkalibrierung und Ausrichtungsfehler.
Es gibt Techniken, um die erzeugten Bilder zu verbessern, so dass die scheinbare optische Qualität des Bildgebungssystems besser ist als das Airy-Disk-Limit. Bildstapeltechniken, wie z glückliche Bildgebung, erhöhen Sie die scheinbare Qualität, indem Sie mehrere (oft Hunderte) verschiedene Bilder desselben Motivs übereinander stapeln. Während die Airy-Scheibe wie ein verschwommener Satz konzentrischer Kreise aussieht, repräsentiert sie in Wirklichkeit ein Wahrscheinlichkeit wo eine punktförmige Lichtquelle, die in das Kamerasystem eindringt, auf dem Imager landet. Die resultierende Qualitätssteigerung durch Bildstapelung ist auf die Erhöhung der statistischen Kenntnisse über die Orte der Photonen zurückzuführen. Das heißt, die Bildstapelung reduziert die probabilistische Unsicherheit, die durch die Beugung des Lichts durch die Apertur erzeugt wird, wie durch die PSF beschrieben, indem ein Überschuss an redundanten Informationen dem Problem zugeführt wird.
Zum Verhältnis der scheinbaren Größe zur Helligkeit des Sterns oder der Punktquelle: Eine hellere Lichtquelle erhöht die Intensität ("Höhe") der PSF, vergrößert jedoch nicht ihren Durchmesser. Eine erhöhte Lichtintensität, die in ein Abbildungssystem eindringt, bedeutet jedoch, dass mehr Photonen die Grenzpixel der von der PSF beleuchteten Region beleuchten. Dies ist eine Form von "Light Blooming" oder scheinbar "Streuen" von Licht in benachbarte Pixel. Dies erhöht die ersichtlich Größe des Sterns.
Fernglas und Lichtverstärkung
Sie müssen wirklich etwas über Teleskope und andere optische Instrumentensysteme lesen
Nochmals, trotz Ihres früheren Kommentars, dass Sie wissen, wie sie funktionieren, ist es sehr offensichtlich, dass Sie die Grundlagen nicht verstehen, sonst würden Sie nicht immer wieder dieselben Fragen stellen
google mal nach optischen Strahlengängen für Linsen und Teleskope
hier ist ein ausgangspunkt mit bildern, die strahlenwege usw. zeigen
fang selbst an weiter zu recherchieren
nein tut es nicht. Ein Laser ist ein anderes Ballspiel
ein Laser ist eine kohärente Lichtquelle, Licht von Sternen, der Sonne und anderen Objekten ist nicht kohärent
Sie müssen wirklich etwas über Teleskope und andere optische Instrumentensysteme lesen
Nochmals, trotz Ihres früheren Kommentars, dass Sie wissen, wie sie funktionieren, ist es sehr offensichtlich, dass Sie die Grundlagen nicht verstehen, sonst würden Sie nicht immer wieder dieselben Fragen stellen
google mal nach optischen Strahlengängen für Linsen und Teleskope
hier ist ein ausgangspunkt mit bildern, die strahlenwege usw. zeigen
fang selbst an weiter zu recherchieren
wieder, das wurde bereits beantwortet (ein einzelnes Objektiv). eine Lupe macht das
wieder nein es geht nicht. Lies den letzten Abschnitt meines vorherigen Posts
Alle optischen Systeme, die das betrachtete Objekt vergrößern, sind von Natur aus Systeme mit schmalem Sichtfeld
Teleskop, Fernglas, Mikroskop, Kamera
Je höher die Vergrößerung, desto kleiner das Sichtfeld, eines ist proportional zum anderen
Je breiter der Blickwinkel ist, beispielsweise hat ein Weitwinkel-Fischaugenobjektivsystem für eine Kamera eine sehr kurze Brennweite, weniger als 20 mm
und könnte ein Sichtfeld von bis zu 180 Grad haben. Die Vorderseite der Linse wird stark gekrümmt.
hast du meinen Beitrag #18 gelesen?
gleiche Antwort für dieses neueste Q von Ihnen.
Verstehst du, warum der Bildschirm schwarz aussieht (oder in welcher Farbe auch immer du ihn machst)?
Überlegen Sie noch einmal, warum ein grünes Blatt grün aussieht. ALLE Farben außer Grün werden absorbiert
Können Sie dann verstehen, warum Sie irgendwo zwischen einer winzigen Menge und überhaupt keinem blauen Licht sehen werden?
hast du meinen Beitrag #18 gelesen?
gleiche Antwort für dieses neueste Q von Ihnen.
Verstehst du, warum der Bildschirm schwarz aussieht (oder in welcher Farbe auch immer du ihn machst)?
Überlegen Sie noch einmal, warum ein grünes Blatt grün aussieht. ALLE Farben außer Grün werden absorbiert
Können Sie dann verstehen, warum Sie irgendwo zwischen einer winzigen Menge und überhaupt keinem blauen Licht sehen werden?
OK. Ersetzen wir die grünen Blätter durch das Blau des Himmels oder noch besser... machen wir die Zielansicht als Kompaktleuchtstofflampe.
„Heutzutage werden digitale Geräte und moderne Beleuchtung wie LED-Leuchten und Kompaktleuchtstofflampen (CFLs) immer häufiger verwendet, von denen die meisten ein hohes Maß an blauem Licht emittieren. Kompaktleuchtstofflampen enthalten etwa 25 % des schädlichen blauen Lichts und LEDs enthalten etwa 35 % des schädlichen blauen Lichts. Interessanterweise ist der Blauanteil umso höher, je kühler die weiße LED ist. Und bis 2020 werden schätzungsweise 90 % aller unserer Lichtquellen LED-Beleuchtung sein. Unsere Exposition gegenüber blauem Licht ist also überall und nimmt nur zu."
Angenommen, in 20 Metern Entfernung befand sich eine Kompaktleuchtstofflampe. Würde Ihre Netzhaut mit dem 8X-Fernglas mehr blaues Licht empfangen, als wenn Sie nur das bloße Auge verwenden? .
Ich bin mir nicht sicher, warum Sie das tun möchten, aber ja, die Linsen würden den Effekt haben, das gesammelte Licht auf einen kleineren Bereich zu konzentrieren
Dies würde die scheinbare Intensität, die Ihr Auge durch die Optik sieht, im Vergleich zum bloßen Auge erhöhen
Beabsichtigen Sie es sich zur Gewohnheit zu machen, weiße LED- und CFL-Beleuchtung durch ein Fernglas zu betrachten?
Es wurde schon früher im Thread beschrieben, dass Linsen Licht bündeln können
Ich bin mir nicht sicher, warum Sie das tun möchten, aber ja, die Linsen würden den Effekt haben, das gesammelte Licht auf einen kleineren Bereich zu konzentrieren
Dies würde die scheinbare Intensität, die Ihr Auge durch die Optik sieht, im Vergleich zum bloßen Auge erhöhen
Beabsichtigen Sie es sich zur Gewohnheit zu machen, weiße LED- und CFL-Beleuchtung durch ein Fernglas zu betrachten? Ich bin mir nicht wirklich sicher, was Sie damit erreichen wollen?
Es wurde schon früher im Thread beschrieben, dass Linsen Licht bündeln können
Ich frage, damit ich entschlossen bin, dieses blaue Licht zu vermeiden, wenn ich mein Fernglas benutze. Ich benutze sie meistens tagsüber, um Berge, Himmel, Vögel und Gebäude zu betrachten. Ich möchte blaues Licht vermeiden oder verringern, das vom Himmel gestreut wird, um meine Augen zu erreichen.
Ein Fernglas soll das Licht vergrößern. Wenn Sie auf das Touchscreen-Handy schauen, um Fotos anzusehen... und auf Zoom drücken. Es gibt kein zusätzliches Licht, das nicht da ist. Beim Teleskop. Es gibt wirklich eine Fokussierung des Lichts.. daher reicht der Begriff Vergrößerung möglicherweise nicht aus.. Vielleicht müssen wir andere Begriffe verwenden wie.. hmm.. Fokalverstärkung über die gesammelte Lichtdichte. Ich brauche andere Beispiele, bei denen man, wenn man etwas fokussiert, es nicht nur vergrößert, sondern auch verstärkt. bei Objektiven. die zusätzliche Energie zu deren Verstärkung kommt von den zusätzlichen Lichtstrahlen in der Objektivlinse. Die Vergrößerung ist also nicht genau.
erfinde keine Begriffe. dir wurde schon mehrmals gesagt, dass es so ist KEINE Verstärkung .
nochmal . Verstärkung erfordert zusätzliche Leistung
welche zusätzliche Energie oder Lichtstrahlen? . es gibt keine
Entschuldigung, der Rest von dem, was Sie geschrieben haben, macht in der Physikwelt keinen Sinn
erfinde keine Begriffe. dir wurde schon mehrmals gesagt, dass es so ist KEINE Verstärkung .
nochmal . Verstärkung erfordert zusätzliche Leistung
welche zusätzliche Energie oder Lichtstrahlen? . es gibt keine
Entschuldigung, der Rest von dem, was Sie geschrieben haben, macht in der Physikwelt keinen Sinn
Ich denke, du könntest ganz oben sein. Aber ich denke, einige von uns liegen schon einmal irgendwo falsch.
Es ist so. ein 7x35 Fernglas.. es gibt 49X Lichtfokus in einem Punkt (vergleiche mit unserer Pupille). Aber es deckt den 7-fachen Winkel auf der Netzhaut ab. So. die Leuchtdichte wird um 49x reduziert!
Wir betrachten also nicht wirklich das 49-fache der Lichtintensität im Brennpunkt. Es ist reduziert, weil es 7-mal subtendiert ist!
Daher beim Blick auf eine 20 Meter entfernte Kompaktleuchtstofflampe. Sie werden nicht mehr Intensität des blauen Lichts haben, das Ihren Augen schadet. Es ist die gleiche Intensität wie das Original. Ist es richtig.. oder nicht.
Sie können durchaus einen Punkt haben, was einen einzelnen Punkt betrifft. Das ist mir gerade in meinem letzten Absatz begegnet.
Aber hier müssen wir aufpassen! Wenn ein Punkt wirklich ein Punkt ist, etwas unendlich Kleines, wie können wir dann überhaupt Licht davon haben?! Angenommen, das Objekt emittiert so viel Licht pro Quadratmeter, wie viel Licht emittiert es von einem Punkt mit einem Durchmesser von Null und einer Fläche von 0 m 2 ?
Wenn der Punkt dagegen eine endliche Größe hat, wie klein auch immer, dann wird das von ihm emittierte Licht auf einen anderen endlichen Punkt fokussiert, der durch die Vergrößerung des Linsensystems bestimmt wird. So kann das Licht pro Flächeneinheit weniger oder heller sein.
Der Punkt, an den ich in meinem letzten Kommentar dachte, war, dass bei einer sehr kleinen Quelle wie einem Stern in Lichtjahren Entfernung das Licht auf einen Punkt fokussiert wird, der sehr klein sein sollte, aber durch Beugung auf eine viel größere Größe begrenzt wird sollte sein. Wenn dieses Bild vergrößert wird, sollte der Bildpunkt noch sehr klein sein und wird immer noch durch Beugung auf eine ähnliche Größe begrenzt. In diesem Fall wird die größere Menge des vom Teleskop gesammelten Lichts tatsächlich auf den gleichen Bereich fokussiert, wie die kleinere von unserem Auge gesammelte Menge. Dann ist das Bild heller.
Wenn wir sehr kleine Quellen wie entfernte Sterne verlassen und zum Beispiel ein Blatt eines Baumes betrachten, erhalten wir jetzt Bilder, deren Größe durch die Vergrößerung der Linsen bestimmt wird, nicht nur durch die Beugung. Es wird eine Gesamtmenge an Licht von einem bestimmten Bereich des Objekts abgegeben und diese wird über den Bereich des entsprechenden Bereichs des Bildes konzentriert oder verteilt
Das Licht von jedem Punkt des Blattes wird zu einer luftigen Scheibe ausgebreitet, deren Größe von den optischen Eigenschaften des gesamten Systems einschließlich des Auges abhängt.
Ja, bei einem ausgedehnten Objekt hat das Bild durch das Teleskop oder Fernglas die gleiche Helligkeit wie durch das bloße Auge. Bei einer punktförmigen Quelle, wie einem weit entfernten Stern, wird die Helligkeit im Allgemeinen erhöht, da das Objekt auch nach der Vergrößerung des Bildes immer noch nicht als punktförmig aufgelöst werden kann. (Genau wie Merlin in Post 23 erklärt hat)
Das Blatt hat keine einzige luftige Scheibe. Jeder Punkt auf dem Blatt hat seine eigene luftige Scheibe, und da es unendlich viele Punkte gibt, gibt es unendlich viele luftige Scheiben. Es ist dieses überlappende Muster luftiger Scheiben, das das Bild auf Ihrer Netzhaut bildet. Wenn Sie das Bild des Blattes vergrößern, vergrößern Sie das Muster der luftigen Scheiben, die das Licht verteilen.
Nicht unbedingt. Wenn die Lampe klein genug ist, wird das Licht durch die Vergrößerung ihres Bildes nicht sehr weit gestreut, sodass die Intensität drastisch erhöht wird, ähnlich wie bei einer punktförmigen Lichtquelle.
Ehrlich gesagt, wenn Sie befürchten, dass blaues Licht Ihrem Auge schadet, kaufen Sie einfach einen Blaufilter.
Das Licht von jedem Punkt des Blattes wird zu einer luftigen Scheibe ausgebreitet, deren Größe von den optischen Eigenschaften des gesamten Systems einschließlich des Auges abhängt.
Ja, bei einem ausgedehnten Objekt hat das Bild durch das Teleskop oder Fernglas die gleiche Helligkeit wie durch das bloße Auge. Bei einer punktförmigen Quelle, wie einem weit entfernten Stern, wird die Helligkeit im Allgemeinen erhöht, da das Objekt auch nach der Vergrößerung des Bildes immer noch nicht anders als punktförmig aufgelöst werden kann. (Genau wie Merlin in Post 23 erklärt hat)
Das Blatt hat keine einzige luftige Scheibe. Jeder Punkt auf dem Blatt hat seine eigene luftige Scheibe, und da es unendlich viele Punkte gibt, gibt es unendlich viele luftige Scheiben. Es ist dieses überlappende Muster luftiger Scheiben, das das Bild auf Ihrer Netzhaut bildet. Wenn Sie das Bild des Blattes vergrößern, vergrößern Sie das Muster der luftigen Scheiben, die das Licht verteilen.
Nicht unbedingt. Wenn die Lampe klein genug ist, wird das Licht durch die Vergrößerung ihres Bildes nicht sehr weit gestreut, sodass die Intensität drastisch erhöht wird, ähnlich wie bei einer punktförmigen Lichtquelle.
Ehrlich gesagt, wenn Sie befürchten, dass blaues Licht Ihrem Auge schadet, kaufen Sie einfach einen Blaufilter.
Ich kann nicht umhin zu denken, dass die Einführung der Airy-Disc in diese Diskussion überhaupt nicht hilft. Wir befinden uns auf einer grundlegenderen Ebene – teilweise aufgrund der tatsächlichen Definition von „Helligkeit“. Wiki (praktisch, aber nicht 100%, ich weiß) bezeichnet es als (R+G+B)/3, was bedeutet, dass wir in Bezug auf Energie von einer Unterteilung (Pixel) eines Bildes oder Objekts und nicht der Gesamtheit sprechen Energie, die von ihm emittiert oder empfangen wird. Sterne, die Punktquellen sind, haben eine Helligkeit, die unabhängig von der Teleskopvergrößerung ist.
Ein gutes Beispiel dafür ist ein gut konstruiertes Teleobjektiv für eine Kamera, bei dem der Sensor gut positioniert ist und die begrenzende Pupille groß genug ist, um eine gleichmäßige Ausleuchtung des Sensors zu erzeugen. Aber selbst einige teure Objektive weisen Vignettierung (Verdunkelung der Bildecken) auf, bei der das gesamte Licht außerhalb der Achse nicht durch die begrenzende Pupille gelangt. Es ist ein häufiges Problem bei Okularen, dass Sie nichts sehen können, wenn Sie Ihr Auge leicht von einer Seite zur anderen bewegen. Aber natürlich ist die Pupille viel kleiner.
Ich muss fragen, wie die Richtung(en), die der Thread einschlägt, dazu beitragen, die eigentliche Frage im OP weiter zu beantworten. Wir haben die Frage der Vergrößerung/Verstärkung zufriedenstellend gelöst, denke ich. Der Link im OP geht mit all dem eigentlich ziemlich gut um. Vielleicht würde das erneute Lesen (plus den Helligkeitslink) das Problem lösen.
OK. Ich bin nur verwirrt über den Unterschied zwischen Quellen als erweitertes Objekt und Lichtquellen. Dies liegt daran, dass ich tagsüber mit dem Fernglas Vögel im Flug verfolgen kann.. Ich kann viele Sonnenstrahlen sehen.. manchmal Sonnenlicht, das von glänzenden Stangen und Fenstern reflektiert wird.. Also frage mich, wie es in meinem Brennpunkt vergrößert und meine Augen beeinflusst.
Wie auch immer. Wenn Sie eine Lupe auf Papier verwenden. Es brennt.. brennt es auch, weil die luftige Scheibe so viel Lichtintensität hat oder weil das Sonnenlicht großflächig im Papier verteilt wird. Ich vermute, es ist ersteres. Ist es nicht. Gibt es einen Test dafür, wo das Papier Detektoren sind. Wie auch immer. Ich habe in diesem Thread gelernt, dass es einen Unterschied gibt zwischen Quellen als ausgedehnte Objekte (wie Blätter) und Lichtquellen (lichtes Sonnenlicht, das von Stangen reflektiert wird usw.). das ist nicht im ursprünglichen Weblink.
Hauptmenü
Gepostet von Robin Vann um 18:38 am 05.09.2010
Mir passiert etwas, das ich noch nie gesehen habe, als ich meinen Newton mit einem Cheshire-Kollimator kollimiere. Ich erreiche die Position gemäß dem rechten Diagramm, aber mit einem unterschied das äußere Fadenkreuz des Kollimators ist leicht nach links versetzt, nur ganz leicht. Bedeutet dies, dass ich etwas ändern muss oder sollte ich mir keine Sorgen machen? Danke im Voraus, Robin Vannp.s. Ich habe jetzt die Diagramme wie oben erwähnt getrennt, da das Thema tot ist.
Gepostet von David Mottershead um 19:47 am 06.09.2010
Hallo, es ist schon eine Weile her, dass ich einen Newton besessen habe, aber seit ich es getan habe, wenn es wirklich nur sehr gering ist, und ich meine sehr gering, dann würde ich vorschlagen, dass es nichts zu befürchten ist. Wie sehen die Airy-Ringe bei einem Sterntest aus? Sind Ziele wie Jupiter bei verschiedenen Vergrößerungen klar, scharf und scharf? Wenn alles gut aussieht, würde ich mir keine Sorgen machen.