astro-talks

Интересует вопрос об изготовлении зеркала для рефлектора ньютона на монтировке добсона.
Есть ли какая то закономерность при различных ошибках ВФ и максимально доступном увеличении без потерь в качестве изображения?
Объекты наблюдений будут дипскай.
Например 1/4 лямбды и увеличение 1Д или 1/2 лямбды и увеличение??? Либо 1 лямбда и ??? Сфера и парабола одинаково реагируют на ошибки? Или будет сферическая абберация вносить свою лепту в увеличение сферического зеркала?
Еще вопрос как считать ошибки двух поверхностей ГЗ и ВЗ? Пишут что допуск к ВЗ более мягок...
Жду ваши ответы господа любители астрономы...

К сожалению, нет простой и тем более линейной зависимости между величиной дефекта волнового фронта (из-за аберраций) и максимальным полезным увеличением.

Тут сразу несколько непростых входящих параметров/характеристик: пространственный частотный спектр объекта, частотно контрастная характеристика (ЧКХ) оптического тракта (телескопа), увеличение и частотно-контрастная чувствительность зрения наблюдателя.

При внесении аберраций единственное что меняется это ЧКХ инструмента. Она понижается, причем для большинства аберраций весьма неравномерно по частоте.

Скажем, при внесении сферической аберрации в 1/4 длины волны, ЧКХ проваливается в низких и средних частотах (в максимуме - на 40%) при том, что на высоких частотах ЧКХ все еще идет, как у инструмента без аберраций. То есть при небольших аберрациях падает общее впечатление от контрастности при том, что передача контраста на предельных частотах, а следовательно и предельное полезное увеличение (по планетам и двойным) практически не уменьшается. То есть мы видим ту-же картинку, но как-бы с наложенной поверх нее калькой.

При сферической в 1/3 длины волны передача контраста на средних частотах контраст падает более чем на половину. А вот передача контраста на предельных частотах ведет себя очень интересно: в зависимости от фокусировки кривая передачи контраста идет почти как безаберрационная ЧКХ, но при этом с провалом почти до нуля на средних частотах или наоборот немного ниже, но с сохранением остатков контраста на средних частотах. То есть для сферической аберрации дефект в 1/3 длины волны выглядит как пограничный, когда еще доступно предельное увеличение свойственное апертуре.

При сферической в 1/2 длины волны ЧКХ провал на средних частотах окончательно отрывает предельные частоты от низких. Предельные частоты можно вытащить только за счет обнуления средних, а средние - только за счет обнуления предельных. Общий контраст изображения падает в пять-шесть раз, передача контраста на средних частотах при самой удачной фокусировке ухудшается более чем втрое. Короче, инструмент в смысле разрешения работает как вдвое-трое меньший по апертуре. С соответствующими потерями в части предельного увеличения.

Расфокусировка и астигматизм действуют немного по другому - более сильно подавляя высокие частоты (а следовательно и предельное увеличение), чем сферическая аберрация. Кома - примерно между сферической аберраций и расфокусировкой/астигматизмом.

Кстати, я подумал, что всякому владельцу телескопа легко ведь проверить связь максимального увеличения (и вообще - качества изображения) с остаточной волновой аберрацией. Расфокусировка это один из случаев простого дефекта волнового фронта. Какую расфокусировку надо вводить для того, чтобы получить заданное значение волновой аберрации нетрудно посчитать из формулы (если только она у меня правильно вывелась):

dS = 8*k²*dλ,
где:
k - диафрагменное число объектива (например для телескопа 1:4.7, k = 4.7),
dλ - требуемый дефект волнового фронта (в мм, например, для 1/4λ, dλ = 0.25*0.000542 = 0.000136)

Например, для 10" Ньютона F4.7 для введения дефекта в 1/4 длины волны требуется расфокусировка dS = 8*4.7*4.7*0.25*0.000542 = 0.024 мм или 24 мкм. Такое смещение обеспечивает обычный фокусер Крейфорда при повороте его ручки на 0.7 градусов, или ручки микрофокусера на 7 градусов.

Расфокусировка (в мм) для получения заданного дефекта
волнового фронта в телескопах разной светосилы 1:k

dλ	1:4	1:4.5	1:6	1:7	1:10
1/10	0.007	0.009	0.016	0.021	0.043
1/8	0.009	0.011	0.020	0.027	0.054
1/6	0.012	0.015	0.026	0.035	0.072
1/5	0.014	0.018	0.031	0.042	0.087
1/4	0.017	0.022	0.039	0.053	0.108
1/3	0.023	0.029	0.052	0.071	0.145

Хотя... на практике глаз наблюдателя (особенно молодого) легко выберет аккомодацией столь ничтожную расфокусировку.

Очень полезная информация, и по сферичке, и по деформации волнового фронта. Раньше я, чтобы посчитать деформацию от дефокуса, сферы и треугольники рисовал, долго и неудобно. Добавьте, пожалуйста в ЧАВО.

Когда читаю такие темы ,сразу оглядываюсь на свой телескоп , а всё ли я вижу? И мелкие мурашки поспине.

Спасибо за детальные ответы.
Но очень хотелось бы получить практический предел. Пусть даже и не точный но все же.
При апертуре например 300мм сфере и фокусном расстоянии 2000мм какое практически допустимое увеличение когда еще абберации не критичны и не портят изображение дип скай объектов (галактик и туманностей из каталога Мессье допустим)?

Очень давно мучает идея. Хорошо бы взять например два ньютона 200/1000 разного качества.
1) штрель 0.70-0.85, зональные и завал края с мутной точкой и лишними кольцами
2) штрель 0.9-0.94 без зональных/ очень малой амплитудой с хорошей точкой
Пусть будет 3 опытных наблюдателя. Которые не зависимо друг от друга посмотрели бы например разрещение двойных, обьекты на предельной звездной величины телескопа, детали на юпитере и т.д. и сравнить их результаты. При условии что они не будут знать какой телескоп какого качества