Тестирование разрешения по двойным звездам

[Ernest]

Тестирование оптики телескопа по двойным звездам во многом субъективный и к тому же сильно зависящий от погодных условий (состояния атмосферы), но и самый доступный метод тестирования широко используемый многими любителями астрономии, для проверки качества аберрационной коррекции их телескопов.

Обычно предлагаются следующие часто используемые двойные звезды для тестирования оптики:

• ε Lyr (207": 4.6/4.7m; 2.5": 4.7/6.2m; 2.3": 5.1/5.5m)- знаменитая дважды-двойная эпсилон Лиры - отличный тест для инструмента малой апертуры (60-80мм)
• δ Cyg (2.2": 2.9/6.9m) - дельта Лебедя - неплохой тест для телескопов малой апертуры, более сложный чем ε Lyr ввиду различия в яркости компонентов
• π Aql (1.45": 6.3/6.7m) - пи Орла - хороший тест как для атмосферных условий, так и для инструментов апертурой от 100 мм
• 42 Ori (1": 4.6/7.5m)- довольно яркая двойная к северу от М42 в Орионе - отличный тест для инструмента от 150 мм
• STT 386 (0"8: 8.2/8.5m) - примерно в 3 градусах на сев.-зап. от η Cyg (эты Лебедя) - хороший тест уже для средне-апертурных инструментов от 150 мм
• STT 410 (0"9: 6.1/6.1m) - примерно в 4 градусах на восток от γ Cyg (гаммы Лебедя) - немногим более сложный тест уже для средне-апертурных инструментов
• 16 Vul (0.95": 5.9/6.2m) - примерно в 5 градусах к северу от гаммы Стрелы - довольно жесткий тест для средне-апертурных телескопов
• ζ Cnc (0.6-1.1": 5.7/5.9m; 5.7": 5/6.2m) - зета Рака, у западной границы этого созвездия - так-же жесткий тест для апертурных телескопов и атмосферы
• λ Cyg (0.7": 5/6.5m) - звезда в южном крыле Лебедя (3 градуса севернее эпсилон) - тест более подходящий для апертуры вше средней (от 200 мм)
• β Del (0.2"-0.6": 3.6/4.5m) - нижняя звезда в ромбике Дельфина - серьезный тест для большой апертуры и атмосферных условий, особенно с учетом того, что расстояние между компонентами ближайшие годы быстро сокращается

А вот список двойных для более серьезного исследования, который я отобрал из каталога WDS по следующим критериям:

• Блеск не менее 10.5m, угловые расстояния между компонентами от 0.3" до 2"
• Минимальная разность блеска звезд в паре
• Медленно меняющаяся орбита (и соответственно минимальное изменение расстояния между компонентами со временем)
• Северное полушарие и относительная близость к полярной области так, чтобы в любое время года были доступны все угл. расстояния для тестирования

Обозначение по WDS	Созвездие	RA	Dec	Блеск компонетов	Разность блеска	Расстояние
EGG 2	And	2h 18.6m	40o17'	7.9m	0m	0.3"
A 1662	Aql	19h 57.5m	14o08'	8.9m	0m	0.3"
COU 1394	Per	4h 7.0m	39o34'	9.3m	0m	0.3"
BU 1092	Cep	22h 36.1m	72o53'	8.3m	0m	0.3"
JCT 3	Cnc	8h 16.0m	18o42'	7.5m	0m	0.3"
STF 1599	Dra	12h 5.6m	68o48'	8m	0m	0.3"
HU 1207	And	0h 56.1m	33o52'	9.5m	0m	0.4"
A 1449	Cyg	21h 55.6m	38o49'	9.6m	0m	0.3"
A 2073	Ser	15h 27.2m	18o04'	9.9m	0m	0.3"
COU 1510	And	2h 1.6m	41o07'	9.6m	0m	0.4"
HU 584	Her	18h 47.5m	15o37'	10.03m	0m	0.4"
A 1562	Aur	5h 37.2m	43o39'	8.94m	0.03m	0.4"
HO 238	Gem	6h 46.3m	18o12'	8.95m	0.05m	0.4"
A 1607	Uma	13h 13.4m	52o52'	10.12m	0.01m	0.5"
MLR 300	Cep	23h 50.8m	79o09'	10.25m	0.01m	0.5"
A 2413	Cet	2h 57.2m	1o53'	8.28m	0.32m	0.5"
A 368	Cyg	19h 35.0m	29o47'	9.18m	0m	0.5"
A 2856	Gem	7h 17.5m	13o24'	9.96m	0.03m	0.5"
HU 755	Dra	18h 44.8m	52o01'	9.71m	0.19m	0.5"
BU 710	Peg	22h 42.6m	29o43'	9.69m	0m	0.5"
A 1710	Per	4h 6.4m	43o25'	8.16m	0.03m	0.6"
BU 525	Ari	2h 58.9m	21o37'	7.47m	0.06m	0.6"
BU 303	Pcs	1h 9.7m	23o48'	7.32m	0.18m	0.6"
A 1270	Per	1h 55.8m	54o20'	9.42m	0.01m	0.6"
STF 1728	α Com	13h 10.0m	17o32'	4.85m	0.65m	0.6"
STF 412	7 Tau	3h 34.4m	24o28'	6.6m	0.2m	0.7"
BU 1152	Cas	23h 48.1m	63o49'	10.2m	0m	0.7"
STF 2173	Oph	17h 30.4m	-1o04'	6.06m	0.11m	0.7"
HO 171	Peg	21h 52.1m	27o48'	9.36m	0.14m	0.7"
HU 203	Per	2h 34.8m	52o46'	10.27m	0.07m	0.6"
STF 1863	Boo	14h 38.0m	51o35'	7.71m	0.08m	0.7"
BU 472	Cep	20h 59.8m	61o52'	8.76m	0.04m	0.7"
HU 1318	Lac	22h 30.0m	51o22'	9.86m	0.06m	0.7"
STT 517	Ori	5h 13.5m	1o58'	6.79m	0.11m	0.7"
HU 864	Cam	9h 14.6m	82o53'	9.79m	0.21m	0.7"
A 2472	Cnc	8h 44.4m	15o55'	9.19m	0m	0.8"
A 864	Dra	19h 35.7m	73o08'	9.24m	0.2m	0.7"
STF 2	Cep	0h 9.3m	79o43'	6.68m	0.12m	0.8"
A 1610	Cvn	13h 33.3m	45o26'	9.72m	0.27m	0.8"
HU 956	Dra	19h 59.1m	76o30'	10m	0.31m	0.8"
COU 2258	And	1h 44.8m	50o06'	10.16m	0.03m	0.9"
STF 1866	Boo	14h 41.7m	9o32'	8.48m	0.11m	0.8"
HU 895	Cam	13h 19.0m	80o18'	10.01m	0.08m	0.9"
STT 359	Her	18h 35.5m	23o36'	6.35m	0.27m	0.8"
STT 386	Cyg	19h 48.3m	37o10'	8.52m	0.08m	0.9"
BU 546	Per	4h 11.5m	41o52'	9.31m	0m	0.9"
A 1276	Per	2h 33.3m	56o19'	9.86m	0.04m	0.9"
STF 1819	Vir	14h 15.3m	3o08'	7.73m	0.17m	0.9"
HU 1098	Cam	5h 12.3m	61o27'	9.26m	0.24m	1"
STT 50	Cas	3h 12.7m	71o33'	8.43m	0.02m	1"
STF 1331	Uma	9h 20.8m	61o21'	8.54m	0.16m	0.9"
COU 2641	Cyg	20h 23.8m	41o46'	10.06m	0.01m	1"
A 1407	Cyg	19h 56.1m	38o45'	9.76m	0.26m	1"
A 189	Lac	22h 47.0m	44o46'	8.99m	0.17m	1"
STF 1849	Uma	14h 19.8m	76o42'	9.7m	0.3m	1"
A 629	Cep	22h 22.2m	59o59'	9.93m	0.14m	1.1"
A 1533	Per	3h 7.8m	36o52'	10.19m	0m	1"
A 1560	Aur	5h 23.8m	53o34'	9.55m	0.25m	1.1"
STF 3047	Cas	23h 57.9m	57o23'	9m	0.19m	1.1"
BU 1154	Cep	23h 59.2m	74o48'	8.54m	0.16m	1.2"
MLR 333	Umi	13h 49.4m	78o13'	10.03m	0.02m	1.2"
HU 1096	Cam	5h 8.9m	67o49'	9.57m	0.23m	1.2"
POP 172	And	23h 43.2m	43o13'	10m	0.19m	1.3"
A 74	Dra	11h 41.6m	70o56'	10.03m	0.37m	1.3"
STF 784	Cam	6h 20.8m	84o11'	9.39m	0.2m	1.3"
A 1482	Cas	23h 16.2m	54o24'	9.3m	0.18m	1.3"
A 293	Cyg	20h 26.9m	41o52'	9.57m	0.04m	1.4"
BU 114	Vir	13h 34.3m	-8o37'	8.05m	0.04m	1.3"
STT 44	Per	2h 42.2m	42o42'	8.46m	0.44m	1.4"
STF 2583	π Aql	19h 48.7m	11o49'	6.34m	0.41m	1.4"
A 780	Cyg	22h 1.3m	45o15'	9.48m	0.44m	1.5"
BU 137	Lyr	18h 54.0m	37o23'	8.69m	0.33m	1.5"
STF 522	Per	4h 22.5m	51o36'	9.46m	0.06m	1.5"
HU 976	Cep	22h 0.9m	62o50'	9.16m	0.05m	1.6"
STF 1932	Crb	15h 18.3m	26o50'	7.32m	0.08m	1.6"
HU 507	Cas	0h 27.8m	50o1'	9.97m	0.37m	1.7"
STF 141	And	1h 40.1m	38o58'	8.28m	0.32m	1.7"
STF 1001	Lyn	7h 3.1m	54o10'	9.4m	0.09m	1.7"
STF 2961	Cep	22h 56.5m	62o52'	8.48m	0.12m	1.8"
STF 1771	Umi	13h 36.7m	69o47'	8.77m	0.53m	1.8"
A 801	Cas	0h 11.1m	75o32'	10.05m	0.14m	1.9"
STF 2152	Her	17h 17.8m	45o35'	9.79m	0.1m	1.9"
STF 2584	Vul	19h 48.4m	22o12'	9.14m	0.05m	1.9"
STF 1014	Gem	7h 5.7m	26o08'	9.91m	0m	2"

При тестировании следует иметь ввиду следующее обстоятельство: по Рэлею пара звезд считается разрешенной, если отчетливо заметно небольшое но хорошо заметное падение яркости между их дисками Эри (см. рисунок ниже - как это видно при сверхбольшом увеличении), при том что двойственность может быть заметна по вытянутости суммарного диска Эри и при меньших угловых расстояниях между звездами. Для определенности в тестировании оптики (цель не определить двойственность, а протестировать качество оптики) следует придерживаться критерия Рэлея.

rayleigh_limit.jpg (3.93 КБ) 16376 просмотров

Также стоит обращать внимание на стабильность изображения звезды в фокусе сильного окуляра. Если изображение звезды постоянно пляшет, лучится, его "плющит и таращит", то для тестирования оптики вы выбрали не самое лучшее время/место - или оптика телескопа не остыла и стоит подождать пока его температура сравняется с окружающим воздухом, или стоит отойти по дальше от местных источников тепла (по меньшей мере отойти от жилых строений и уж точно выйти из теплой комнаты), или просто дождаться лучшей погоды (с меньшей тербулентностью в высоких слоях атмосферы).

---

Назад к оглавлению статей

[drago]

я в курсе ( начитан ), что в среде ЛА считаеться что разделение двойных показывает качество оптики телескопа.
меж тем в последнем издании ¨the backyard astronomerś guide¨ , Terence Dickinson & Alan Dyer,
в разделе "тестирование оптики": страница 336 указано:
¨The Double-Star myth
a peristant myth is that splitting a close double stars is a good test for optics.
above is a 4-inch refractor;
bellow,an 8-inch Schmidt-Cassegrain. in easch pair, the top image depicts perfect optics, while the bottom image is the same scope with bad spherical aberration.
notice that the double star is still well resolved, but the poor optics surround the stars with glow and haze from overly bright diffraction rings. the airy disk pattern is not clean ¨


по приведённым фоткам ( правда не указано численное значение аберрации, увеличения, расстояния между компонентами в иллюстрации, но глядя в иллюстрацию в самом деле - по разделению не скажешь что есть разница.
а различия в диффкольцах так новичеку скорее всего не усмотрит, особенно если рядом не будет два инструмента, чтою разницу увидеть...?
что нам теория на этот счёт говорит? при каких аберрациях, и сколь сильно падает разрешающая способность по двойным?

[Ernest]

я в курсе ( начитан ), что в среде ЛА считаеться что разделение двойных показывает качество оптики телескопа

Это так и есть - оптика с большими остаточным аберрациями (порядка 1/2 дл. волны и более) даже и в расчете мало пригодна к разрешению тесных звезд вблизи дифракционного предела для апертуры.

¨The Double-Star myth a peristant myth is that splitting a close double stars is a good test for optics. above is a 4-inch refractor; bellow,an 8-inch Schmidt-Cassegrain. in easch pair, the top image depicts perfect optics, while the bottom image is the same scope with bad spherical aberration. notice that the double star is still well resolved, but the poor optics surround the stars with glow and haze from overly bright diffraction rings. the airy disk pattern is not clean

Ну да, это верное замечание, поэтому я в начальном сообщении и не особенно пропагандирую этот метод именно для проверки оптики, а обхожусь обычной констатацией факта, что это "метод тестирования широко используемый многими любителями астрономии". Мне самому более был интересен именно сам список более-менее равных по яркости тесных двойных звезд пригодных для такого тестирования.

Теоретически, если посмотреть на идеальную ЧКХ объектива и сравнить с расчетной ЧКХ объектива с заметными остаточными аберрациями (1/4, 1/3, а иногда и более) можно заметить, что довольно часто (особенно в случае сферической аберрации) предельные воспроизводимые частоты у таких двух объективов одинаковы. То есть при условии отсутствия помех со стороны атмосферы, засветки, идеальной чувствительности к контрастам глаза наблюдателя, может оказаться, что предел разрешения по двойным звездам в общем-то близок. Но в реальном мире все немного по другому и пафос обличения мифов (кстати, верный признак спекулятивного желания привлечь внимание к своей публикации) без учета его реалий может привести нас к попытке противостоять очевидным фактам.

Более внимательное изучение ЧКХ показывает, что у объектива с остаточными аберрациями в первую очередь проседает средняя часть кривой (разрешение на средних простр. частотах, см. "АПО против Ньютонов") и она подходит к предельной частоте (которая определяет, границу разрешения) очень полого, то есть легко возмущается малейшими помехами со стороны уже перечисленных факторов: нестабильностью атмосферы, засветкой, аберрациями окуляра, дифракцией на экране, растяжках и шероховатостях границ апертуры, ну и просто уменьшает провал яркости между максимумами изображений звезд. То есть теоретический дифракционный предел по разрешению (и не только двойных) достижим и с небольшими аберрациями, а на практике этот длинный низко плетущийся хвостик ЧКХ оказывается бесполезным для собственно предельного разрешения (в том числе и по двойным). Следует помнить, что разрешение носит вероятностный характер и в числе факторов повышающих разрешение - то насколько круто вздымаются края функции рассеивания точки (диска Эри).

по приведённым фоткам ( правда не указано численное значение аберрации, увеличения, расстояния между компонентами в иллюстрации, но глядя в иллюстрацию в самом деле - по разделению не скажешь что есть разница

Фотографии - это нечто весьма далекое от визуальных тестов. Настоящее реальное астрофото с мультиэкспозицией и последующей цифровой обработкой вытаскивает практически нулевые контрасты, именно поэтому планетными астрографами могут быть и весьма посредственные ШК (хотя артефакты обработки в них будут ужасными). Но скорее всего в качестве иллюстраций были применены моделированные на компьютере изображения, что вообще за гранью добра и зла и почти никого отношения к практически видимой глазом картинке не имеет.

при каких аберрациях, и сколь сильно падает разрешающая способность по двойным?

Любые аберрации (хроматические - в меньшей степени, благодаря спектральной чувствительности глаза и возможности применить светофильтры, а из монохроматических астигматизм - в большей степени) снижают реальное разрешение по двойным из-за того, что энергия из центральных максимумов звезд перемещается в кольца, что уменьшает контраст провала яркости между максимумами.

Мне бы хотелось, чтобы любители астрономических наблюдений (а не литературы) восприняли приведенный список двойных как приглашение исследовать на практике разрешительную способность их инструментов по двойным, а не как повод к обсуждению литературы

---

Назад к оглавлению статей