Astronomía

¿Están realmente seguros de que este no es un disco de Airy? ¿Cómo se descartó eso?

¿Están realmente seguros de que este no es un disco de Airy? ¿Cómo se descartó eso?


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¿Cómo saben que se trata de una cáscara esférica de gas, y no solo algo así como un artefacto similar a un patrón de Airy producido por la gran apertura interferométrica del VLT?

Imagen de: https://www.eso.org/public/images/eso0906b/

Obtengo 180 píxeles desde el centro hasta el primer mínimo y 72 píxeles = 4 mas. Eso hace que el primer mínimo sea de 10 mas o 4.8E-08 radianes. Las longitudes de onda son de alrededor de 1,6 micrones, por lo que correspondería a una apertura circular de 40 metros utilizando 1,22 λ / d.

¿Están realmente seguros de que se trata de un shell real y no de un disco Airy? ¿Cómo se comprobó eso?

De https://www.eso.org/public/news/eso0906/

“Pudimos construir una imagen asombrosa y revelar la estructura similar a una cebolla de la atmósfera de una estrella gigante en una etapa tardía de su vida por primera vez”, dice Antoine Mérand, miembro del equipo. "Los modelos numéricos y los datos indirectos nos han permitido imaginar la apariencia de la estrella antes, pero es bastante asombroso que ahora podamos verla y en color".

Aunque tiene solo 15 por 15 píxeles de ancho, la imagen reconstruida muestra un primer plano extremo de una estrella 100 veces más grande que el Sol, un diámetro que corresponde aproximadamente a la distancia entre la Tierra y el Sol. Esta estrella, a su vez, está rodeada por una esfera de gas molecular, que vuelve a ser aproximadamente tres veces más grande.

T Leporis, en la constelación de Lepus (la Liebre), se encuentra a 500 años luz de distancia. Pertenece a la familia de las estrellas Mira, muy conocida por los astrónomos aficionados. Se trata de estrellas gigantes variables que casi han extinguido su combustible nuclear y están perdiendo masa. Se acercan al final de sus vidas como estrellas y pronto morirán, convirtiéndose en enanas blancas. El Sol se convertirá en una estrella Mira en unos pocos miles de millones de años, sumergiendo a la Tierra en el polvo y el gas expulsados ​​en su agonía final.

Las estrellas Mira se encuentran entre las mayores fábricas de moléculas y polvo del Universo, y T Leporis no es una excepción. Pulsa con un período de 380 días y pierde el equivalente a la masa de la Tierra cada año. Dado que las moléculas y el polvo se forman en las capas de la atmósfera que rodean a la estrella central, a los astrónomos les gustaría poder ver estas capas. Pero esta no es una tarea fácil, dado que las estrellas mismas están muy lejos; a pesar de su enorme tamaño intrínseco, su radio aparente en el cielo puede ser solo la mitad de una millonésima parte del del Sol.

“T Leporis parece tan pequeño desde la Tierra que solo una instalación interferométrica, como el VLTI en Paranal, puede tomar una imagen de él. El VLTI puede resolver estrellas 15 veces más pequeñas que las resueltas por el telescopio espacial Hubble ”, dice Le Bouquin.

Para crear esta imagen con el VLTI, los astrónomos tuvieron que observar la estrella durante varias noches consecutivas, utilizando los cuatro telescopios auxiliares (AT) móviles del VLT de 1,8 metros. Los AT se combinaron en diferentes grupos de tres y también se movieron a diferentes posiciones, creando más configuraciones interferométricas nuevas, de modo que los astrónomos pudieran emular un telescopio virtual de aproximadamente 100 metros de diámetro y construir una imagen.

“Obtener imágenes como estas fue una de las principales motivaciones para construir el interferómetro del Very Large Telescope. Ahora hemos entrado verdaderamente en la era de las imágenes estelares ”, dice Mérand.

Una ilustración perfecta de esto es otra imagen del VLTI que muestra el sistema de estrellas dobles Theta1 Orionis C en el trapecio de la nebulosa de Orión. Esta imagen, que fue la primera construida a partir de datos del VLTI, separa claramente a las dos estrellas jóvenes y masivas de este sistema. Las propias observaciones tienen una resolución espacial de aproximadamente 2 milisegundos de arco. A partir de estas y varias otras observaciones, el equipo de astrónomos, dirigido por Stefan Kraus y Gerd Weigelt del Instituto Max-Planck en Bonn, pudo derivar las propiedades de la órbita de este sistema binario, incluida la masa total de las dos estrellas ( 47 masas solares) y su distancia de nosotros (1350 años luz).


¿Están realmente seguros de que este no es un disco de Airy? ¿Cómo se descartó eso? - Astronomía

Finalmente recuperó ETX, y como muchos de los otros, el visor estaba nuevamente fuera de colimación. Tengo una idea de por qué está sucediendo esto, como explicaré más adelante. La óptica, la conducción y la limpieza resultaron muy buenas, así que decidí colimar la unidad yo mismo. No es difícil. (¡Tenga en cuenta! Esto puede anular su garantía) Si nota que cuando recupera su etx, la sombra de obstrucción secundaria está a las 5:00, intente esto. (A la luz del día) Gire el espejo hacia abajo y mire recto por la parte posterior, debería ver el espejo secundario desplazado alrededor de las siete en punto. Retire la perilla de enfoque y los 3 tornillos que sujetan el OTA a la carcasa de plástico, extraiga con cuidado la ota de la carcasa y colóquela sobre una mesa de cara a la ota con el foco de la misma manera que salió de la carcasa (lado derecho). Hay seis tornillos en la parte posterior, todos necesitan una llave Allen para ajustar. Tres de esos tornillos tienen una cabeza plana grande, estos sostienen el ensamblaje del espejo en la ota, no los toque. Notará otros 3 tornillos de ajuste con cerradura bien pintados. Marque su posición actual con un lápiz asegurándose de mantener la misma orientación. Con una llave Allen, afloje los dos tornillos de fijación de la izquierda (tiene que romper el sello de la cerradura para que sea necesario un poco de fuerza) y simplemente retire toda la presión sobre estos dos tornillos, es aproximadamente un ocho de vuelta. Ahora mire a través de la OTA, debería notar que la secundaria ahora parece centrada o más cerca de lo que estaba, incline la mira hacia arriba y presione un poco estos tornillos, verifique la ota nuevamente. Finalmente, vuelva a colocar la unidad en la carcasa y verifique la colimación en un adorno navideño. Ajuste bien esos dos tornillos hasta que la colimación sea perfecta. (Debería ser casi perfecto simplemente reduciendo la presión en dos tornillos de fijación.

EL RESULTADO.
Probé la unidad contra un Quantum de 6 pulgadas y sentí que la imagen era igual de buena, incluso mejor en algunos de los detalles planetarios más oscuros. NO intente hacer esto a menos que esté seguro de que su óptica es buena y que haya tenido alguna experiencia en la colimación de telescopios.

¿Por qué tantas unidades fuera de colimación? Yo he tenido tres. O su dispositivo de colimación no está calibrado correctamente o el bloqueo está causando el problema.


¿Están realmente seguros de que este no es un disco de Airy? ¿Cómo se descartó eso? - Astronomía

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Cubriremos la teoría, el diseño y la construcción de los probadores exhaustivamente en otro tratado. Nuestro propósito aquí es aprender el procedimiento de prueba, por lo que limitaremos nuestra discusión de las características del probador a lo esencial. Nuestro aparato de prueba se compone de dos componentes funcionales básicos: (1) una plataforma de montaje que proporciona movimiento lineal y de traslación en los ejes X e Y y: (2) una fuente de luz muy diminuta y un filo de cuchillo transportado en esta plataforma en un plano perpendicular al eje óptico de nuestro espejo.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 El filo de la navaja y la fuente de luz están montados congruentemente en un plano (montado en el mismo plano) a través del cual pasa perpendicularmente el OA del espejo. Este conjunto, a su vez, está montado en la plataforma móvil de modo que se pueda mover en ángulo recto y también a lo largo (paralelo) del OA del espejo. Se proporciona un micrómetro de dial o de tornillo para leer la cantidad de recorrido de la etapa de movimiento Y (movimiento a lo largo o paralelo al OA). Dado que nuestra fuente de luz y el filo de la navaja están montados en la misma placa transportada en el escenario de la plataforma (probador de fuente móvil), se mueven juntos como una unidad en los ejes X e Y. Nota especial: los trabajadores más experimentados están más familiarizados con los probadores que tienen una fuente de luz estacionaria, con solo el KE móvil. En nuestro tratado sobre probadores, mostraremos por qué es más ventajoso llevar el KE y la fuente de luz juntos.

Topografía y medición del paraboloide

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 La Figura 8a a 8f muestra la apariencia de un espejo de distancia focal corta completamente parabolizado para seis posiciones diferentes a lo largo de su OA como se ve con el KE. Por convención, siempre comenzaremos preconfigurando el micrómetro para el movimiento del eje Y de nuestro probador en cero después de ubicar el probador para anular la región central del espejo. A partir de ahí, trabajaremos el KE hacia atrás a lo largo del OA lejos del espejo, para encontrar el punto nulo, sucesivamente, para varias zonas designadas diferentes en el espejo. Debajo de cada representación de la apariencia del espejo (& quotapparition & quot) para cada configuración del KE, mostramos un dibujo que representa la sección transversal aparente del espejo. Recuerde, dijimos que siempre pensaríamos en un espejo esférico cóncavo como plano cuando se lo veía anulado desde su centro de curvatura. De manera similar, pensaremos en la forma del paraboloide cuando se ve con el KE como una variación de la planitud de nuestra esfera de referencia "plana".

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Después de anular la región muy central del espejo, avanzamos el KE lejos del espejo y nos detenemos en la ubicación que se muestra en la fig. 8b. Tenga en cuenta que el espejo parece tener una `` cresta '' circular y anular que sobrepasa un bulto suave y aparente alrededor de su centro, solo un poco hacia afuera. Nuestro KE está exactamente en el C de C de una zona muy estrecha que corona esta cresta. Más exactamente (ya que ninguna zona de un paraboloide puede tener realmente un centro de curvatura) estamos en ese punto del OA donde los rayos de esa zona la cruzan exactamente. Nuestro micrómetro nos mostrará, cuando lo inspeccionemos, cuánto se movió el KE hacia atrás para proporcionar esta aparición particular del espejo. El indicador micrométrico nos mostrará la ubicación del KE a lo largo del OA donde los rayos de luz de esta zona lo cruzan, en relación con su ubicación anterior.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Podemos continuar alejando el KE del espejo, notando, en sucesión, las otras apariciones en c, d, e y f. El micrómetro siempre nos mostrará la ubicación relativa a lo largo del OA para el C de C de la zona estrecha representada por la cresta del bulto. Además de poder ubicar la C de C para cualquier zona anulada por nuestro probador con bastante precisión a lo largo del OA, también podemos medir la ubicación de la zona en el espejo, su radio desde el centro del espejo. ¡Y estas son las únicas dos cantidades que necesitamos determinar con precisión durante el cálculo de nuestro espejo para darle forma en una sección del verdadero paraboloide!

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Predeterminaremos los centros de curvatura de las zonas que queremos monitorear antes de comenzar a calcular. Las convenciones o reglas sobre el número y la ubicación de las zonas para las pruebas varían según los trabajadores. La convención popular de dividir el espejo en zonas de igual área probablemente sea la más ventajosa. Zonas de igual área proporcionarán zonas cada vez más estrechas y agrupadas, sucesivamente, hacia el borde del espejo. Esto parece razonable en el sentido de que debemos calcular las zonas exteriores con tolerancias más estrictas que las zonas interiores. Es muy cierto, como me dijo una vez un maestro mayor, que: "La zona del borde determina el rendimiento del espejo".

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Tomemos como ejemplo un proyecto para la figura de un espejo de diez pulgadas de distancia focal de sesenta pulgadas. Para encontrar la ubicación del centro de cada zona (como un radio desde el centro del espejo) para cualquier espejo de diámetro, multiplique el radio del espejo (en este caso, 5 pulgadas) sucesivamente por: 0.316 0.548 0.707 0.837 y 0.945. Para nuestro espejo de diez pulgadas, el centro de cada zona calculada de esta manera será, sucesivamente: 1,58 "2,74" 3,53 "4,185" y 4,725 "medidos desde el centro del espejo (es decir, como radios).

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Para que la curva del espejo sea la sección correcta de un paraboloide verdadero para su diámetro y distancia focal dados, la C de C de cada zona se fija mediante una fórmula. La ubicación de la C de C de cada zona está más alejada de la C de C de la región muy central del espejo en las siguientes distancias:

Zona 1 (1.58 y quotr) 0.01 & quot
Zona 2 (2.74 y quotr) 0.031 & quot
Zona 3 (3.53 y quotr)0.052 & quot
Zona 4 (4.18 y quotr)0.073 & quot
Zona 5(4.72 y quotr) 0.093 & quot

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Estos valores están determinados por la fórmula (fig. A) donde & quotr & quot representa el radio de una zona en el espejo y & quotR & quot representa el radio de curvatura del espejo (como se imagina, por supuesto , como esférico, antes de figurar). Esta no es la fórmula con la que están familiarizados los trabajadores más experimentados, ya que más comúnmente sus probadores tienen su fuente de luz fija y solo mueven el filo a lo largo del OA del espejo. Como explicamos anteriormente, llevaremos el KE y la fuente de luz juntos en una placa pequeña para poder moverlos simultáneamente a lo largo del OA.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Es singular y curioso cómo algunas prácticas obsoletas continúan siendo populares mucho tiempo después de que se hayan demostrado otras muy mejoradas. En nuestro artículo sobre diseño y construcción de probadores, mostraremos varias ventajas enormes para llevar tanto el KE como la fuente de luz juntos, montados de una manera específica.

Localización de las zonas del espejo

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Necesitamos un método práctico para ubicar con precisión cualquier zona dada en el espejo para anular con el filo del probador. Veamos de nuevo la figura 8d. Esta ilustración muestra la zona número tres (3.53 & quotr) siendo anulada por el filo de nuestro probador. Esta zona divide el espejo en dos áreas iguales y, por convención, se la denomina "zona 707". ¿Cómo podemos estar seguros de que el área que se anula (igualmente gris en todo el contorno, la "cresta" gris del bulto) está realmente centrada en la zona 3.53 & quotr? Pondremos un marcador especialmente preparado frente al espejo para localizar sus zonas.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Las máscaras de localización de zonas para las pruebas de Foucault son de dos tipos básicos. El tipo tradicional tiene dos aberturas de igual tamaño cortadas en la máscara para el lado izquierdo y derecho de cada zona. A lo largo de los años, desarrollé algunas mejoras importantes en su diseño y aplicación que mejoraron su precisión y conveniencia de uso. Finalmente, sin embargo, descubrí las ventajas de la máscara de localización de zona de estilo & quotEverest & quot, y comencé a hacer y usar este tipo exclusivamente, incorporando rápidamente mejoras en el concepto básico de Everest tal como lo había hecho con las máscaras de localización de zona tradicionales.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 El enfoque básico de Everest era colgar una sección de vara de medir frente al espejo que se estaba probando con pares de alfileres rectos que sobresalían de un borde para marcar los radios de las zonas de prueba. Los alfileres rectos se veían en una silueta nítida contra la zona que se anula; uno podía ver sus contornos, cada uno a cada lado del espejo, contra la cresta de la "nuez" detrás de ellos. Tal como lo encarna Everest, la prueba se ve un tanto obstaculizada por un defecto de percepción. He notado este defecto y he mejorado el diseño al convertir cada par de marcadores rectos y verticales (los & quotpins & quot del Everest) en marcadores curvados con los mismos radios que las zonas que representan. La mejora de la certeza al localizar una zona con este tipo de máscara es espectacular.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Un ejemplo de este tipo de máscara se muestra en la figura 9. En este ejemplo en particular (una forma temprana de mi diseño mejorado), el pequeño marcador & quothorns & quot sobresalen del travesaño que los sostiene . Este ejemplo anterior tiene las puntas puntiagudas de los cuernos indicadores que se encuentran a lo largo de un meridiano a través del diámetro horizontal del espejo. Los cuernos de aproximadamente el doble de largo que estos, que se extienden igualmente por encima y por debajo del meridiano de diámetro horizontal del espejo, son incluso mejores. Estos cuernos indicadores curvos se pueden hacer bastante largos, ya que ubican con precisión una zona que se encuentra en todas partes debajo de la longitud completa de cada cuerno. Aquí actúa un curioso efecto de percepción. Cuanto más largos sean los cuernos, más segura será la impresión de la ubicación de la cresta debajo de ellos. Cuando hagas tu primera máscara de localización de zonas, haz estos cuernos tan largos como quieras, pero cada uno de ellos debe estar curvado a lo largo de toda su longitud hasta el radio de la zona que se pretende marcar.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 La máscara se prepara fácilmente con una brújula en un cartel o tablero de ilustración, y luego se corta con un cuchillo afilado. La configuración que se muestra en la figura 9 es casi perfecta, pero extienda los cuernos estrechos y curvos hacia arriba a través del diámetro horizontal medio del espejo más allá de lo que les muestro. Obtuve mejores resultados con máscaras cuyos cuernos se extienden a la misma distancia por encima y por debajo del diámetro horizontal del espejo. Deben mantenerse bastante estrechos, especialmente para espejos más pequeños.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Fig. 9 muestra la zona .707r anulada. El par medio de cuernos indicadores (tercer par, hacia afuera desde el centro del espejo) parece estar directamente encima de la cresta del bulto en forma de toro o en forma de rosquilla. Podemos tener confianza con esta indicación de que el KE está muy cerca del C de C de esta zona. La apariencia será la misma para las otras zonas representadas por los otros cuernos indicadores cuando el KE esté en sus respectivos centros de curvatura. En cada caso, los cuernos indicadores particulares de esa zona parecerán estar directamente encima de la cresta del bulto.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Resulta que no es posible ni necesario calcular el espejo con tanta precisión que las lecturas de las posiciones del KE a lo largo del eje óptico caigan con la precisión predeterminada. Hay dos razones para esto. En primer lugar, siempre habrá al menos un dominio de ambigüedad muy pequeño para la posición del KE cuando intentemos anular una zona con el KE en el eje óptico. Esto se debe a que el C de C de cualquier zona que se esté considerando, no importa cuán estrecha la definamos como, no se encuentra realmente en el OA. En segundo lugar, las propiedades físicas de la luz también decretan un rango de ambigüedad en la ubicación del plano de enfoque para cualquier haz dado de rayos de luz que se enfoca en un punto en el plano focal. De hecho, ninguna lente o espejo puede enfocar la luz en un punto de luz infinitesimalmente pequeño en su plano focal. Más bien, cuando se examina de cerca, encontramos que la punta del cono de un haz de luz enfocado no es un punto diminuto y afilado, sino más bien un disco muy pequeño con un diámetro medible. Este pequeño disco de luz es el llamado disco de Airy (a veces también denominado "disco de difracción").

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Una imagen en el plano focal de cualquier espejo o lente es una acumulación de diminutos discos Airy por toda su superficie, que representan las puntas de muchos conos de luz enfocada desde muchos puntos de origen diferentes. en el objeto o campo de visión que se está tomando como imagen.Cada uno de estos innumerables conos de luz enfocada es un haz reflejado de luz paralela desde una fuente puntual única en el campo de visión del telescopio. Cada haz completo de luz paralela representa cada fuente puntual en el campo de visión y se acerca al espejo o lente en un ángulo ligeramente diferente. Cada uno de estos haces de luz se refleja (o se transmite a través de una lente) en un ángulo que corresponde al ángulo con el que se acercó a la lente o al espejo. En consecuencia, cada haz de luz enfocada coloca su disco Airy en un lugar en el plano focal que corresponde a su punto de origen en el campo de visión. Podemos pensar en estos pequeños discos como "píxeles" de imagen, algo análogos a los píxeles de la imagen en la pantalla de la computadora, aunque estos "píxeles" (discos Airy) son de forma circular, a diferencia de los píxeles cuadrados en la imagen de la pantalla de una computadora. O, alternativamente, podríamos pensar en estos discos de Airy como análogos a los puntos de grabado de medios tonos en una fotografía de periódico: una acumulación de ellos en todo un plano de enfoque construye una imagen. En nuestro telescopio, este plano de discos Airy (el plano focal) puede estar en la superficie de un trozo de vidrio esmerilado, o en la superficie de una placa fotográfica o un trozo de película fotográfica, o en una moderna matriz de detección de imágenes CCD, según sobre lo que estamos haciendo con el telescopio. Por lo general, este campo de discos de Airy está flotando en el espacio en el plano del tope de campo de un ocular, cuando observamos visualmente.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Ahora, se puede medir el tamaño de los discos Airy en las puntas de cada uno de estos haces de rayos enfocados, y es diferente para lentes o espejos de diferentes tamaños. El tamaño del disco Airy es función de la relación focal del espejo o lente. Si nos movemos ligeramente hacia adentro a lo largo del OA (hacia el espejo) desde uno de estos discos en el plano focal para un cono de luz enfocada, finalmente llegaremos a un lugar a lo largo del cono donde una sección transversal del mismo será un disco que tiene el mismo diámetro que el disco de Airy en su punta. Por el contrario, si nos movemos hacia afuera a lo largo del OA (más lejos del espejo o lente) desde el disco de Airy en el plano focal, llegaremos nuevamente a un punto donde el cono de luz de reexpansión tiene una sección transversal circular que nuevamente es igual a el diámetro del disco de Airy. Si insertamos un pequeño cuadrado de vidrio finamente molido en el plano focal y lo movimos hacia adelante y hacia atrás a través del plano focal entre estas dos ubicaciones, no veríamos el pequeño punto de luz enfocado en el diámetro del vidrio. En resumen, es bastante imposible para nosotros encontrar un plano focal definido con precisión para cualquier espejo o lente. Más bien, tendremos esta región muy corta en la que se considerará que el enfoque es aceptable. Por lo tanto, necesitamos calcular nuestro espejo con la suficiente precisión para que la punta del cono de luz enfocada por cualquier zona dada en el espejo caiga en algún lugar entre estas dos ubicaciones a lo largo de su eje óptico. Este rango de ubicaciones para la C de C de cualquier zona constituye nuestro error permitido (tolerancia) para su ubicación.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 La cantidad de error que se permite para que la ubicación del plano focal se desvíe de su ubicación ideal para cualquier zona dada en un espejo ha sido resuelta para nosotros con la ciencia de la geometría . Para nuestros propósitos, no es necesario dilucidar todo el método para determinar el error permitido. Más bien, queremos saber cómo estas cantidades permitidas de error se traducen en rangos de ubicación permitidos para los centros de curvatura de cualquier zona dada para nuestro espejo. En otras palabras, ¿qué rango de posición se permite para la ubicación del KE para cualquier zona dada bajo prueba?

Este rango de ubicaciones permitidas para el KE está determinado por la fórmula simple de la fig. B. Llamaremos a esta cantidad de rango permitido de variación en la ubicación de la C de C para cualquier zona & quotX & quot. Esta cantidad, X, representa la cantidad de distancia que el KE puede estar más cerca del espejo, o más lejos del espejo, que la ubicación ideal calculada de C de C de cada zona. Mostramos un resumen del significado de X en ilustración en la fig. Licenciado en Letras).

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 En este diagrama vemos el cono de luz que regresa de la fuente de luz de nuestro probador, enfocándose hacia un punto cercano en su plano focal ubicado en su centro de curvatura. Hemos insertado un pequeño cuadrado de vidrio esmerilado en este plano focal y notamos el diminuto punto de luz que representa el disco de Airy proyectado sobre él. Podemos mover el vidrio esmerilado más cerca del espejo en la cantidad "X", antes de que la sección transversal de este cono de luz representado por el punto proyectado en su superficie sea más grande que el disco de Airy (posición marcada como "1er"). También podemos moverlo más lejos del espejo, pasando por el plano focal en C de C y avanzando más allá de él nuevamente una distancia igual a & quot + X & quot, (posición marcada como & quot2nd & quot) antes de la sección transversal del cono de reexpansión de la luz vuelve a ser tan grande como el disco de Airy.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Para los otros términos de la fórmula, & quotp & quot es el radio del disco Airy en el foco del espejo para el infinito, & quotR & quot es nuevamente el radio de curvatura del espejo y & quotr & quot es nuevamente el radio de la zona en el espejo bajo prueba. Para encontrar & quotp & quot, el radio del disco de Airy para cualquier espejo en su foco, usaremos la expresión de la fig. D, donde "F" es la distancia focal y "D" es el diámetro del espejo, y "w" es la longitud de onda de la luz amarillo-verde (.0000216) que por convención se ha adoptado como estándar para estos fines.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Después de determinar el radio del disco Airy para nuestro espejo, podemos conectarlo a la fórmula como en la fig. B y determine X, la variación permitida de ubicación de C de C para cualquier zona. Ahora, ya hemos calculado & quotd & quot para las cinco zonas cuyos centros de curvatura deseamos comandar en sus ubicaciones predeterminadas en el OA a través del cálculo. Para cada valor de & quotd & quot para cada zona, sumamos & quotX & quot y restamos & quotX & quot de. Cualquier lectura de la ubicación de la C de C para cualquier zona que se encuentre entre estos valores calculados es aceptable, con una cierta salvedad que estipularemos en breve.

Interpretación de los resultados de la prueba

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160Figurar nuestro espejo de modo que los centros de curvatura de cada zona medidos con el KE caigan dentro de las tolerancias nos dará un espejo aceptable. Sin embargo, el uso de un gráfico para visualizar las relaciones de la trama de cada configuración de KE con cada configuración de KE nos ayudará a visualizar y planificar el mejor enfoque para refinar e idealizar la figura del espejo.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Un gráfico de los valores de & quotd & quot y & quotX & quot, y las ubicaciones reales de C de C para cada zona medida con el KE es fácil de construir. Mostramos un gráfico de este tipo para ayudar a administrar las pruebas y los cálculos en la figura C. La línea vertical en el lado izquierdo del gráfico tiene marcas de índice en centésimas de pulgada.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 La línea horizontal en la parte inferior del gráfico representa el espejo desde su centro hacia afuera, en términos de radio, las líneas verticales que se extienden hacia arriba desde esta línea representan las ubicaciones de las cinco zonas, radio- sabio desde el centro del espejo que probaremos. La figura en forma de cuerno que se desplaza hacia arriba a la derecha y alejándose del centro del espejo representa la envolvente o dominio de las lecturas permitidas del KE para los centros de curvatura de cualquier zona del espejo bajo prueba. La línea curva media (dentro de & quothorn & quot) es para las gráficas precalculadas para & quotd & quot para cualquier zona en el espejo (ubicación de C de C en relación con C de C para el centro del espejo). La línea curva superior de la bocina de tolerancia representa el rango permitido de posiciones para "d" que están más lejos del espejo que las posiciones ideales. La línea curva inferior de la bocina de tolerancia representa el rango permitido de posiciones para "d" que están más cerca del espejo que las posiciones ideales. Para trazar líneas relativamente suaves y precisas para los valores de & quotd & quot y & quotX & quot, es útil calcularlas para zonas con radios en incrementos de media pulgada para el espejo, aunque solo probaremos las cinco zonas calculadas previamente.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 El papel cuadriculado con rayas métricas es conveniente para hacer estos gráficos de resultados de prueba, ya que las marcas en centímetros tienen un tamaño conveniente para representar centésimas de pulgada y se subdividen en diez unidades más pequeñas (milímetros ) para ayudar a uno a representar milésimas de pulgada. Úselos para representar la ordenada vertical, para trazar las ubicaciones relativas de la configuración de KE. Para la ordenada horizontal por radio que se extiende hacia la derecha, use una regla. Una regla económica de maquinista dividida en décimas y centésimas de pulgada es útil para este propósito.

Sumario rápido:
Procedimiento y análisis

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Ahora tiene todo lo que necesita saber para probar y trazar con precisión los resultados de su prueba para el espejo que está calculando. Para tener todo en mente de forma concisa y compacta, ahora resumiremos el procedimiento de prueba y la gestión de los datos de prueba.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Establezca la etapa del eje & quotY & quot de su probador en su ajuste cero, y ubíquelo cuidadosamente a lo largo del eje óptico del espejo para anular su región central. Con su máscara de prueba de zona precortada frente al espejo, retroceda la etapa del eje Y alejando el KE del espejo para encontrar la C de C de la primera zona y anote su ubicación como lo indica el micrómetro (anótelo ). Luego, retroceda el KE nuevamente hasta que se anule la siguiente zona indicada por los cuernos en la máscara y observe, nuevamente, la lectura de su micrómetro. Luego, repita el procedimiento para la tercera zona desde el centro, la cuarta y finalmente la quinta, registrando la ubicación de cada C de C como lo indica el micrómetro. Durante la prueba, descubrirá que, a menos que la etapa del eje Y corra realmente a lo largo del OA del espejo, tendrá que manipular el movimiento lateral del eje X para hacer un buen nulo cada vez. Esto está perfectamente bien, ya que todo lo que nos interesa aquí es que las zonas se atenúen uniformemente en cada lectura de la etapa del eje Y. La diferencia en la lectura entre un eje Y perfectamente alineado y lo que mide es una función del coseno del ángulo de error entre el eje Y del espejo y la dirección en que se encuentra el eje Y del escenario y esto es muy pequeño por unos pocos grados, aunque siempre es mejor que no tenga que mover el KE muy lejos, si es que lo hace, ya que es molesto hacerlo.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Trace sus ubicaciones registradas de C de C de cada zona en su gráfico previamente preparado para este propósito en sus ubicaciones correctas, y luego conecte estas parcelas con líneas como se muestra en nuestro ejemplo en la Fig. MI.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Por supuesto, al comienzo del cálculo, la línea de los ajustes de KE probablemente estará & quot; sobre el lugar & quot; ni siquiera se ajustará aproximadamente dentro del cuerno de tolerancia del gráfico. Pero, puede que te lleves una sorpresa agradable: puedes estar & quot; en el estadio & quot; desde el principio. ¡Conocí a un caballero que, por casualidad, convirtió su espejo en un buen paraboloide con solo pulirlo! (No esperes esto). Consideremos la fig. E como un ejemplo representativo de la configuración típica de KE para una ejecución de prueba en algún lugar cerca del final del proceso de cálculo. Tenga en cuenta que la primera lectura del KE para la primera zona está en realidad más cerca del espejo que el C de C de su región central. Es decir, tuvimos que hacer avanzar el KE hacia el espejo para encontrarlo, en lugar de encontrarlo agradablemente ubicado en su ubicación adecuada, a una distancia mínima de la C de C de la región central. Las parcelas para la segunda, tercera y cuarta zona quedan fuera del cuerno de tolerancia. Pero tenga en cuenta que la forma general de las parcelas conectadas se aproxima a la forma del cuerno de tolerancia, envolvente.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 En la fig. F hemos reubicado todas las parcelas más arriba en el gráfico en una cantidad igual, cada una de ellas, hasta que todas encajen dentro del sobre de tolerancia. Esto está permitido: es simplemente el equivalente a comenzar con el probador ubicado más cerca del espejo por esa cantidad de distancia o que la zona central tiene un pequeño error.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Ahora las gráficas de todos los centros de curvatura se encuentran en todas partes dentro del sobre de tolerancia. Nuestro espejo de diez pulgadas de distancia focal de sesenta pulgadas (relación focal de seis a uno, o "f / 6") ahora está lo suficientemente bien calculado como para no mostrar aberraciones esféricas en uso. Incluso si las puntas de los conos de haces de luz enfocados de cualquier zona del espejo se enfocan en un plano más alejado de los calculados idealmente, los círculos borrosos representan las secciones transversales de estos conos de luz donde se cruzan con sus planos. de enfoque ideal y pasar a través de ellos no será más grande de lo que serían sus discos Airy con un enfoque verdadero en sus planos focales ideales.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Las tolerancias calculadas por las fórmulas dadas son consideradas & quot; flojas & quot por la mayoría de las autoridades, es decir, son consideradas como las menos exigentes para un rendimiento aceptable para el espejo objetivo de un telescopio, Las autoridades recomiendan hacer la curva de un espejo al menos al doble de las tolerancias exigentes. Por supuesto, uno puede continuar calculando hasta que los diagramas de ajustes de KE de su espejo caigan muy cerca de la curva central del gráfico (para valores de & quotd & quot).

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 He probado muchos espejos en las estrellas cuyas tramas se extendieron para la tolerancia total permitida por el gráfico. En noches de aire extremadamente estable y con aumentos cercanos a 50X por pulgada (para espejos más grandes), ninguno de ellos mostró ningún halo detectable de aberración esférica. Sin embargo, ahora debemos especificar la advertencia que prometimos transmitirles a este respecto (utilizando todo el espacio disponible dentro del cuerno de tolerancia). La línea de parcelas conectadas para las posiciones de KE no debe ser muy irregular, sino más bien desviarse de una manera bastante suave y consistente como en el ejemplo de las figuras E y F.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Tenga en cuenta que nunca he definido las tolerancias permitidas para la disparidad de planos focales para diferentes zonas de un espejo en términos de fracciones de longitudes de onda de luz. En cambio, los he definido en términos mucho más inequívocos, términos que nos llevan a una comprensión intuitiva de lo que significan las tolerancias. La geometría simple, el álgebra y la verificación práctica extensa han validado inequívocamente estos procedimientos para mí.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Antes de dejar nuestra introducción a las pruebas de Foucault, será interesante examinar un espejo con el filo de cuchillo cuya figura es muy irregular. Las figuras 10 (a) y 10 (b) muestran el mismo espejo (espejo real de mis extensos archivos) desde dos puntos de vista diferentes a lo largo de su OA para el KE. Observe cuán radicalmente diferente se ve este espejo con el KE ubicado en posiciones ampliamente dispares a lo largo del OA.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 He mantenido este tratamiento de las pruebas de Foucault en lo más básico. Es posible un tratamiento mucho más exhaustivo sin embargo, una introducción bien explicada al tema para principiantes es lo que más se ha buscado.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Otros títulos para ayudar al fabricante principiante de telescopios estarán en preparación en breve. El siguiente artículo de ayuda será una descripción bien ilustrada con instrucciones completas para construir un probador & quotover y bajo & quot tipo Foucault muy capaz. En el artículo, mostraré cómo construir un motor de medición de alta precisión (el probador) con un mecanizado mínimo o mínimo.

& # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 & # 160 Compré mi juego de espejos Cassegrain clásico de 16 & quot f / 4-f / 12 de Scope City, el distribuidor más grande de Parks Optical. Después de recibirlos, diseñé y construí un estuche especial de almacenamiento / transporte seguro para ellos. Visitar Scope City

& # 169 2000 Puerto de David Anthony

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Difracción con sensor de subpíxeles

Me gustaría plantear un problema después de los comentarios hechos en la noticia sobre la nueva cámara Illum de Lytro.

Voy a escribir un artículo de blog sobre esto. Descubrí que el campo de luz Lytro y el doble píxel de Canon son solo casos especiales de una clase más genérica de cámaras con sensor de subpíxeles. Sin embargo, ni Canon ni Lytro han alcanzado el punto óptimo todavía.

Un efecto secundario puede ser que la patente de Canon sobre el AF de doble píxel sea nula.

Además, probablemente signifique que el AF de doble píxel de Canon causa problemas de difracción en fstops muy altas. Algo digno de ser estudiado

Sí exactamente. Me di cuenta de esto cuando Canon presentó DPAF. Lo que realmente me emocionó, entre otras cosas, fueron las implicaciones que podría tener para la detección de fase AF. Es decir, en principio, podría aumentar la sensibilidad a las líneas horizontales, verticales, diagonales, etc. a medida que aumenta el número de fotodiodos debajo de cada microlente. No he escuchado a nadie hablar explícitamente sobre esto, pero estoy seguro de que Lytro / Canon están pensando en este sentido.

Una cuadrícula de 9 píxeles (3x3) debajo de cada microlente podría brindarle sensores AF horizontales, verticales y diagonales. Para una imagen final de 20 MP, ¡eso significa un sensor de 180 MP!

Ahora, a medida que los fotodiodos debajo de una microlente se encogen (para mantener una resolución razonable), la SNR a nivel de píxel sufre y eso afectará el rendimiento del AF. Pero me pregunto si podría incorporar la tecnología apropiada de agrupación de píxeles para agregar señales de los fotodiodos correspondientes a través de microlentes para aumentar la SNR (el costo de resolución resultante probablemente estaría bien para los propósitos de AF).

& quot Una cuadrícula de 9 píxeles (3x3) debajo de cada microlente podría proporcionarle sensores AF horizontales, verticales y diagonales. & quot;

También podría hacerlo una cuadrícula de 4 píxeles (2x2).

El DPAF de Canon no debería causar problemas adicionales, ya que combina los píxeles para cubrir el mismo espacio que un sensor de 20MP con discos Airy. Incluso tomándolo como una cámara de 40MP, los píxeles no son mucho más pequeños en sus dimensiones lineales que las muchas cámaras de 24MP. Además, todas las cámaras tienen problemas de difracción en un F-stop lo suficientemente alto.

El Lytro es un sensor de 40 MP de 1 pulgada, por lo que potencialmente es un poco más emocionante para la difracción. (El CEO de Lytro dio específicamente esos detalles). Será interesante ver cómo afecta eso a los detalles, ya que las imágenes de salida pueden ser de 4-5 MP, pero necesitará detalles de los 40MP para clasificar los píxeles finales.

Espero que las patentes de Canon estén bien, ya que estarán redactadas con cuidado y cubrirán el PDAF, que estoy seguro de que nadie más había mencionado antes.

Primero, permítanme repetir mi comprensión de una cámara plenoóptica (conocimiento de 1908), usando Lytro Illum como ejemplo:

Supongo que Illum usa un sensor de 7.84 mm ^ 2 (que conduce al factor de recorte de 3.19 especificado por Lytro) con 6320 ^ 2 subpíxeles (40 Megarays) y 10 ^ 2 subpíxeles por microlente (no especificado, pero esto es lo que usó el predessor). Entonces, será 10 ^ 2 o más).

Un subpíxel es de 1,24 y # 181 m, una microlente es de 12,4 y # 181 m.

Como una cámara tradicional, el radio del disco de Airy sería de 1.34 & # 181m (F / 2), por lo tanto, está al borde de lo que la difracción permite resolver.

Sin embargo, los subpíxeles reciben luz de una región más pequeña de la pupila de salida de la lente. Idealicemos y supongamos que cada subpíxel solo recibe luz de una región cuadrada de 1/10 x 1/10 de la pupila de salida (la microlente proyectaría la pupila de salida en la superficie del sensor). Esto sería similar a lo que hace un sensor de detección de fase AF tradicional con una imagen detrás del plano de enfoque.

Por lo tanto, cada subpíxel es propenso a un disco Airy de 10 veces su tamaño (13,4 y 181 m). Sin embargo, los 632 ^ 2 píxeles (microlentes) aún resolverían sus imágenes provenientes de su parte de la pupila de salida.

No piense ahora en términos de píxeles. Este es el concepto equivocado. Piense en términos de 10 ^ 2 imágenes que hemos capturado, cada una proveniente de una porción diferente de la pupila de salida, cada una con un error de paralaje ligeramente diferente.

¿Qué podemos decir de las imágenes?

Bueno, cada imagen es de baja resolución (632 ^ 2) y difracción limitada (F / 20, o F / 64 en términos equivalentes a 35 mm) y con una distancia hiperfocal muy cercana.

Si hubiéramos capturado el campo de luz de valor complejo (un holograma), podríamos reconstruir una imagen de alta resolución en el plano de enfoque (adición constructiva).

Sin embargo, solo capturamos el campo de amplitud de valor real (una imagen) porque los subpíxeles ya convirtieron los fotones en electrones, destruyendo así la información de fase del fotón.

Por lo tanto, ya no se puede reconstruir una imagen de mayor resolución.

Este es el gran problema de cualquier cámara de campo de luz: la difracción destruye la resolución. Es inevitable porque no se puede capturar la posición y el impulso exactamente al mismo tiempo (el principio de incertidumbre de Heisenberg). No es un déficit técnico, es una restricción física. Al igual que el ruido de disparo de fotones.

El AF de doble píxel de Canon es igual, excepto que utiliza subpíxeles 2x1 por microlente en lugar de 10 ^ 2. Nada nuevo, nada que pueda ser patentado por Canon. Especialmente, debería sufrir el mismo efecto de limitación de resolución (que ciertamente está en efecto hasta cierto punto para Lytro)

Supongo que dos subpíxeles están agrupados electrónicamente para la imagen final. Si dos subpíxeles están agrupados en un pozo de carga común (un límite de pozo extraíble electrónicamente o lo que sea), entonces todo está bien porque las dos mitades de imágenes se agregarían de manera constructiva. Sin embargo, asumo que se está agotando durante la lectura.

¿Tiene la Canon 70D el doble (o significativamente más alto) de desenfoque de difracción en una de las dos orientaciones? ¿Alguien probó, por ejemplo, en F / 22? Ya me comuniqué con los físicos de DxO sobre sus hallazgos.

¿Existen patentes sobre límites de pozos controlados electrónicamente entre subpíxeles?

¿Es esta publicación la primera que aborda el problema?

Las publicaciones anteriores abordan los problemas de subpíxeles SNR, etc.

Sin embargo, esto puede ser un problema en la forma en que Canon implementó el AF de fase de doble píxel. Sin embargo, no hay problema si se hace como debería. He aquí por qué:

Como escribí anteriormente, abandone la noción de píxeles y piense en imágenes separadas capturadas por cada conjunto de subpíxeles.

En el caso de Canon, son dos imágenes completas, pero tomadas con los subpíxeles de la mitad izquierda o derecha respectivamente. Ambas imágenes tendrían un círculo de confusión no circular fuera de foco en sus centros de imagen. Y diferente paralaje en el plano de enfoque.

Un algoritmo de AF adecuado ahora determinaría un ROI (región de interés, también conocido como área de AF) que debería estar enfocada. Entonces, las imágenes de la izquierda y la derecha se correlacionarían de forma cruzada (posiblemente aplicando un filtro de ponderación de frecuencia espacial) con una imagen desplazada por la cantidad de la otra imagen. El valor de p donde la correlación cruzada es máxima es la fase AF. Los píxeles individuales nunca se comparan directamente.

Como efecto secundario, puede tener diferentes pares de subpíxeles (izquierdo / derecho, superior / inferior, pequeño / grande por microlente). Todavía obtienes imágenes separadas (más, diferentes, aunque ahora con una resolución más baja). Esto haría que el algoritmo max p sea más robusto.

En una patente de seguimiento de la patente AF de doble píxel original de Canon (presentada pocos días después de la patente de sensor de fase original de Fuji), Canon ya patentó el tipo pequeño / grande de pares de subpíxeles. Lo cual es interesante ya que reduce el problema de difracción mencionado anteriormente.

Pero nadie ha hablado nunca de un problema de diferenciación con el método AF de doble píxel de Canon.

De que se trata este hilo

Por Dr_Jon (hace 23 minutos)

El DPAF de Canon no debería causar problemas adicionales, ya que combina los píxeles para cubrir el mismo espacio que un sensor de 20MP con discos Airy.

como escribí anteriormente, combinar los píxeles para cubrir todo el espacio real de mircolens no debería funcionar.

Funciona siempre que no destruya la información de la fase del fotón. Por lo tanto, las antenas de radioastronomía y las fibras ópticas para transmitir fotones desde una matriz de telescopios a un solo receptor pueden funcionar si logran agregar las señales de fotones completas (de valor complejo), es decir, tanto de amplitud como de fase.

Pero lo más probable es que Canon solo agrupe dos subpíxeles juntos en su lectura final. Si los dos subpíxeles mantienen dos pozos de carga separados, cada uno de los cuales contiene electrones convertidos, entonces solo se capturó la amplitud y se pierde la fase (los electrones convertidos no contienen la fase de los fotones de origen o incluso la amplitud exacta).

En última instancia, estamos tocando la paradoja del observador cuántico aquí (gato de Schr & # 246dinger & # 39s): ¿cuándo tiene lugar realmente una medición?

Sin embargo, creo que en este caso está bastante claro: un sensor de doble subpíxel debería sufrir una difracción peor.

Entonces, un experimento mental en el que tomo mi Sony RX100 (sensor de 20MP 1 & quot, exactamente el doble del área de píxeles / 1.4x el tamaño de un lytro, supongo) y disparo a f16 (que tendrá suavizado de difracción) y luego escalo la imagen a 5MP externamente (!) ¿Estás diciendo que todavía veré mucho ablandamiento de difracción en mi imagen de 5MP o no?

Aunque, por supuesto, esto se complica si está tomando un CoC convencional para un sensor de 1 "de 0.015 o uno a nivel de píxel, ho hum. Creo que necesitamos un nivel de píxel para esto, así que divida eso por 3 para 20MP (0.005) o 1,5 por 5 MP (0,01). ¿Entiendes mi deriva aquí? ya que me permite dejar de escribir y tomar una cerveza

En realidad, es muy curioso que un CoC convencional tenga un número de píxeles bastante bajo. No lo había notado antes. 0.03 en un sensor de 36x24 mm es. Guau. *

(* aproximadamente 2400x1600 = 4MP de resolución nítida, asumiendo algunos valores para el filtro AA y la pérdida de resolución en el desbarbado, por supuesto que serán 4MP en cualquier tamaño de sensor para obtener el mismo resultado)

Jon, déjame intentar aclarar un poco. Deberíamos aclarar el caso clásico antes de pasar al tema más avanzado de la difracción de subpíxeles.

RX10 20MP no es exactamente el doble del área de puxel. Porque la relación de efecto difiere.

De la especificación Lytro (recorte 3.19), un píxel es 1.24 micrones.

El píxel Sony RX 10 tiene 2,41 micrones, un factor 1,9 en lugar de 1,4 más grande.

El disparo RX10 af / 16 tiene un radio de disco Airy de 10,7 micrones. Una imagen de difracción limitada con un paso de píxeles igual al Radio del disco de Airy (también conocido como criterio de Raleigh) tiene un contraste del 9%. La sabiduría común usa esto como el límite de difracción (los detalles aún se pueden recuperar mediante la nitidez) donde se dice que el doble de la distancia entre píxeles está libre de difracción borrosa. Una simplificación, por supuesto, pero útil. Las dos resoluciones también se denominan a menudo MTF10 y MTF50.

10.7 micrones es 4.4 veces el tamaño de píxel, por lo que la resolución está limitada a 20MP / 4.4 ^ 2 o 1.0 MP. Entonces, sí, su imagen de 5MP RX10 f / 16 se ve muy borrosa por la difracción.

Wrt círculo de confusión (CoC) o profundidad de campo (DoF).

DoF no tiene nada que ver con los píxeles. Se basa en la capacidad del ojo humano para resolver detalles desde una distancia de visualización normal. Por lo general, se normaliza para ser 1/1500 o 1/1730 de la diagonal final de la imagen, cualquiera que sea (el medio final después de un posible recorte o costura). Personalmente, utilizo 1/2200 de la diagonal de la imagen, ya que tiene un tamaño de píxel de resolución Full HD y es un poco más conservador. Los resultados más recientes sugieren que las imágenes de 4k parecen más nítidas a distancias de visión normales, por lo que incluso 1/3000 puede ser una buena suposición (lo que lleva a 0.014 en lugar de 0.03 CoC en un marco de 135 mm). Pero los píxeles son casi siempre más pequeños que el CoC.

La discusión en este hilo trata sobre la resolución limitada por difracción en el plano de enfoque con microlentes de subpíxeles. Por lo tanto, CoC no juega ningún papel aquí.

Dr_Jon escribió:

Entonces, un experimento mental en el que tomo mi Sony RX100 (sensor de 20MP 1 & quot, exactamente el doble del área de píxeles / 1.4x el tamaño de un lytro, supongo) y disparo a f16 (que tendrá suavizado de difracción) y luego escalo la imagen a 5MP externamente (!) ¿Estás diciendo que todavía veré mucho ablandamiento de difracción en mi imagen de 5MP o no?

Sí, el ablandamiento de la difracción en esa situación debería afectar a varios de los píxeles de muestreo reducido, aproximadamente el área cubierta por 4x4 píxeles (visiblemente probablemente más como 3x3 o incluso 2x2).

El radio del primer cero del disco de Airy viene dado por 1,22 * lambda * N. Con lambda = 0.55 micrones y N = 16, eso equivale a aproximadamente 10.736 micrones, lo que significa que el área del disco Airy abarcaría aproximadamente 63 de los píxeles de 2.4 micrones del RX100, o aproximadamente 16 de los muestreados.

Aunque, por supuesto, esto se complica si está tomando un CoC convencional para un sensor de 1 "de 0.015 o uno a nivel de píxel, ho hum. Creo que necesitamos un nivel de píxel para esto, así que divida eso por 3 para 20MP (0.005) o 1,5 por 5 MP (0,01). ¿Entiendes mi deriva aquí? ya que me permite dejar de escribir y tomar una cerveza

En realidad, es muy curioso que un CoC convencional tenga un número de píxeles bastante bajo. No lo había notado antes. 0.03 en un sensor de 36x24 mm es. Guau. *

(* aproximadamente 2400x1600 = 4MP de resolución nítida, asumiendo algunos valores para el filtro AA y la pérdida de resolución en el desbarbado, por supuesto que serán 4MP en cualquier tamaño de sensor para obtener el mismo resultado)

Si uno no está seguro de en qué tamaño se mostrará la imagen terminada, es mejor que se adhiera al tono en mi humilde opinión. Mucha literatura sugiere que 0.03 está lamentablemente desactualizado.

Creo que ahora hemos llegado a un consenso de que af / 20, la imagen de un sensor de 1 & quot tiene baja resolución, como 1MP solamente.

P: La pregunta ahora es: ¿Los subpíxeles de Lytro dividen el f-stop efectivo por 10, los subpíxeles de Canon dividen el f-stop efectivo (en una dirección) por 2?

Eficaz en lo que respecta a la difracción, no la captación de luz ni la DoF

La recolección de luz y la DoF pueden entenderse en el modelo de partículas (o modelo de rayos geométricos) de la luz y no deberían verse afectados por la existencia de subpíxeles. Pero la difracción se puede entender en el modelo de onda (o modelo cuántico) de la luz y debería verse afectada por los subpíxeles.

Entonces, mi suposición personal sobre la pregunta anterior es:

Para aquellos que se lo perdieron, elegí un CoC sugerido de 2 píxeles (redondeado de 4.8 a 5 para 20MP y luego se duplicó a 10 para 5MP), que es lo que parece estar de acuerdo como un número razonable para la resolución limitada de difracción para un RX100. lo siento si no fue obvio?

¿No estoy seguro de dónde entra DoF, no recuerdo haberlo mencionado?

(Lo siento, salí corriendo de la ventana de edición en mi respuesta). Pensé que parte de la pregunta, y lo que estaba discutiendo, tal vez de manera demasiado oblicua, era si podría simplemente sumar los valores de los subpíxeles para evitar los efectos de difracción debido a la 40MP & quot; resolución & quot; en un sensor Canon DPAF (como parecía sugerir, no era posible sin información de fase). No veo eso y creo que agregar debería funcionar bien, que era en lo que estaba tratando de iniciar una discusión, en caso de que pudieras señalar cosas que me perdí o v.v.

Dr_Jon escribió:

Pensé que parte de la pregunta, y lo que estaba discutiendo, tal vez de manera demasiado oblicua, era si podría simplemente sumar los valores de los subpíxeles para evitar los efectos de difracción debido a la & quot; resolución & quot de 40MP en un sensor DPAF de Canon.

Jon, creo que debo haberme expresado no lo suficientemente claro.

El problema NO es el número de subpíxeles. La difracción no está influenciada por la resolución de píxeles, en absoluto. Por lo tanto, no tiene sentido sumar 2 veces 20 MP para llegar a 40 MP. Su cálculo puede estar bien, pero no tiene sentido.

El punto es: con varios subpíxeles POR microlente, cada subpíxel está viendo solo una PARTE de la apertura de la lente (pupila de salida recortada). Y es este recorte de la pupila de salida lo que causaría un desenfoque de difracción adicional.

Es decir, las formas de disco de Airy vistas por los diferentes conjuntos de subpíxeles serán diferentes de las de un sensor sin subpíxeles. ¡Los discos Airy aumentan de tamaño! ¿Recuerdas el experimento del doble & # 160slit? ¡Derecha! ¡El patrón de interferencia resultante NO es el de dos ranuras agregadas! Lo mismo debe suceder aquí: ¡El patrón Airy del píxel más grande debe diferir de los dos patrones Airy de subpíxeles agregados! No es intuitivo, pero sigue siendo física de pregrado.

Piense en estos simples términos:

Un píxel de sensor normal es como un patrón de interferencia de doble rendija. Un píxel de sensor AF combinado de doble píxel es como dos patrones de interferencia de una sola rendija añadidos. ¡Ambos NO son iguales!

En cuanto a DoF: lo mencioné porque mencionaste CoC. El CoC se utiliza en el cálculo de DoF y en ningún otro lugar en óptica. Por eso me referí a DoF.

Es posible que haya encontrado una razón por la cual los sensores AF de doble píxel no sufren de desenfoque de difracción adicional en valores grandes de f-stop.

Todavía sufrirían un desenfoque de difracción adicional en valores de f-stop más bajos (aperturas más grandes) como f / 5.6 donde AF realmente está funcionando. Pero a grandes aperturas, el desenfoque de la difracción es pequeño de todos modos. Supongo que el efecto es mensurable pero no visible.

En aperturas pequeñas (valores fstop grandes), la pupila de salida es pequeña, más como un punto que como un disco. Creo que es muy poco probable que cada subpíxel de un par si dos recibe una imagen recortada de la pupila de salida. Ambos deberían ver la pupila completa (diminuta). Y si lo hacen, no se producirá difracción adicional.

Pero una cámara de campo de luz como Lytro todavía no se escapa: necesita usar la apertura completa y como la mayoría de sus subpíxeles estarán lejos del centro de las microlentes, es inevitable recortar las imágenes de la pupila de salida. En realidad, la mayoría se desmayaría si se permitiera bajar la lente.

Por lo tanto, creo que un sensor AF de doble píxel o cuádruple píxel se está saliendo con la suya, ya que todos los subpíxeles comparten un área con el centro de la microlente. Pero comenzando con un AF de subpíxeles de 3x3, la difracción adicional debería comenzar a convertirse en un problema. Al igual que los subpíxeles más pequeños de la patente más reciente de Canon.

Mi título es en Ingeniería Electrónica, por lo que la Física fue más Materiales y Cuántica en lugar de Óptica. Pasé algún tiempo en un laboratorio de investigación haciendo procesamiento de imágenes, pero eso fue hace un tiempo y mucho de eso tenía que ver con el ruido. También trabajé un poco en la selección de sensores para las cámaras, pero solo un microlente por píxel en ese caso, además de que los criterios de selección tienen menos que ver con lo que les importa a los fotógrafos de lo que les gustaría escuchar. Mi conocimiento de la óptica proviene más de la astronomía que de la física. Sin embargo, gracias por explicar su punto, ahora entiendo lo que está diciendo, simplemente no puedo evaluarlo sin algún software / ayuda de un experto. Sin embargo, sospecho que es uno para los demás. (Curiosamente, generalmente encuentro que los fotógrafos tienen una visión más simple de los discos Airy que los astrónomos, es extraño verlo al revés). Así que básicamente "no es un físico".

Intentaré una pregunta, bueno, podría estar en dos + partes: supongo que la Microlente está normalmente allí solo para apuntar los fotones por un tubo de luz al píxel, esquivando el cableado, y no tiene otro objetivo que ese. (No veo por qué me importa la difracción después de la parte superior de la microlente, ya que no hay resolución que se vea afectada). En DPAF, le dan a la microlente un punto, por lo que presumiblemente tienen dos tubos de luz, ya que uno sería complicado y ninguno ineficaz. (No he leído la patente y es un poco tarde, además, probablemente no tuvieron que decirlo de todos modos).

Presumiblemente, el objetivo al tomar una fotografía suele ser tener la imagen enfocada donde golpea las microlentes, ya que cualquier otro lugar sería menos bueno. Entonces, el disco Airy existe allí y puede ser significativamente más grande que el píxel (o no). ¿En DPAF el punto de enfoque es diferente? No estoy seguro de por qué me importa lo que suceda a continuación si no estamos usando los píxeles por separado para ganar resolución. ¿Qué me estoy perdiendo?

Ah, y estaba usando CoC en el sentido de comparar con los tamaños de disco de Airy, además de que te preocupas por los tamaños de píxeles con los Airy Disks si lo que buscamos es una nitidez a nivel de píxeles. Si bien la difracción es independiente del tamaño de píxel, es el tamaño de píxel lo que afecta la cantidad de efecto que tiene a nivel de píxel (ahora que es una oración). Por lo general, uso CoC con difracción y DoF, ya que el tamaño de píxel no dice qué puede resolver el sistema (sin un LPF y con un CFA convencional, presumiblemente, lo hace mejor que aproximadamente 2 píxeles, no estoy seguro de cuánto).

Es tarde y estoy cansado, lo siento si algo de eso no está claro o fue editado para tener menos sentido del que tenía al principio.

falconeyes escribió:

Creo que ahora hemos llegado a un consenso de que af / 20, la imagen de un sensor de 1 & quot tiene baja resolución, como 1MP solamente.

P: La pregunta ahora es: ¿Los subpíxeles de Lytro dividen el f-stop efectivo por 10, los subpíxeles de Canon dividen el f-stop efectivo (en una dirección) por 2?

Eficaz en lo que respecta a la difracción, no la captación de luz ni la DoF.

La recolección de luz y la DoF pueden entenderse en el modelo de partículas (o modelo de rayos geométricos) de la luz y no deberían verse afectados por la existencia de subpíxeles. Pero la difracción se puede entender en el modelo de ondas (o modelo cuántico) de la luz y debería verse afectada por los subpíxeles.

Entonces, mi suposición personal sobre la pregunta anterior es:

A: si.

¿Alguna otra toma?

No. El límite de difracción de resolución angular del objetivo en el área de proyección permanece igual. El límite de difracción permanece igual en el área de proyección, sin importar a qué resolución o subdivisión de ángulos en esa área [con píxeles o subpíxeles] la mida.

Tanto en el modelo de partículas como en el de onda, el parámetro que afecta la restricción de difracción de la resolución angular del objetivo es la restricción angular (apertura numérica) entre dos puntos finales focales y la apertura intermedia. Ese ángulo es constante sin importar la resolución con la que intente resolver la proyección [de cualquiera de los puntos focales]. No importa para el punto focal A & # 39 en la superficie del sensor (o superficie de ensamblaje ML) si está situado en un píxel pequeño o en un píxel grande, o incluso si está situado en un área de banda muerta - es sigue siendo el mismo punto en el espacio.Todas las interacciones entre el punto focal delantero, la apertura y el punto focal trasero en este sistema ya han sucedido - están & quot; muertos & quot; desde una vista cuántica y & quot; disipados & quot; desde una vista de onda - cuando la energía alcanza el punto A & # 39.

Entonces, la difracción angular referida al objetivo ocurre ANTES de la división de subpíxeles. La división de subpíxeles en sí misma es en realidad solo un divisor de la suma integral de energía ya presente en la superficie que contiene el punto A & # 39. No importa que este divisor funcione subdividiendo un cono más grande en cortes angulares.

Cada subdivisión individual, por supuesto, tiene su propio efecto de difracción, pero ese efecto ya no depende de la interacción entre los dos puntos focales principales y la apertura principal. Este "nuevo" sistema trae su propia apertura, por así decirlo. Entonces, el efecto de difracción aquí es el de dos nuevos puntos focales y una nueva apertura. El punto focal frontal para este sistema es el punto en la superficie de apertura donde se "recogió la luz", la apertura es el área de superficie ML que propaga la luz a cada subpíxel y el punto focal trasero está en el PD. Dado que la distancia entre la superficie ML y la PD es (inherentemente) bastante pequeña en comparación con la nueva área de apertura, ese ángulo es muy grande y, por lo tanto, este efecto de difracción adicional es casi insignificante. Es un sistema de apertura numérica muy grande que trabaja en distancias focales de escala micrométrica.

La única diferencia numérica entre los modelos aquí es la resolución del resultado de la simulación: para el modelo de onda es infinito (continuo), para el modelo cuántico está limitado (cuantificado) a la resolución de Planck si se supone un tiempo de exposición infinito ( resolución más baja de lo contrario). Aconsejaría encarecidamente no intentar aplicar el modelo cuántico a este sistema, ya que es una multiplicación compleja de dos integrales de ruta ya bastante extensas.

Si mi comprensión (o explicación) de los efectos subyacentes que causan esto es incorrecta, estaré feliz de que me corrijan. Perdón por la publicación bastante complicada, pero realmente necesito dormir un poco ahora, no hay tiempo para editar.

Hola, me hiciste pensarlo nuevamente y publicaré otro comentario. Si bien ahora estoy de acuerdo con la mayoría de las cosas que escribió, creo que aún puedo contribuir con algunos puntos a su publicación. Gracias de todos modos.

The_Suede escribió:

No. El límite de difracción de resolución angular del objetivo en el área de proyección permanece igual. El límite de difracción permanece igual en el área de proyección, sin importar a qué resolución o subdivisión de ángulos en esa área [con píxeles o subpíxeles] la mida.

En realidad, no puede medir en una subdivisión de ángulos en el plano de proyección. Estoy de acuerdo con su comentario de resolución. Pero "no importa en qué subdivisión de ángulos en esa área" no es correcto. Ese era mi punto de vista. Imagina que construyes una máscara, una especie de tubo frente a cada píxel (de un sensor ordinario), que solo deja pasar una fracción de los rayos que provienen de la lente trasera. Si hiciera eso, efectivamente redujo su apertura y aumentó la difracción. Porque ahora ya no todos los rayos que provienen de la lente pueden interferir entre sí en el plano de proyección.

Y ahora, incluso si toma una variedad de imágenes con diferentes ángulos de tubo para cubrir todos los rayos de la lente trasera y los agrega a una sola imagen, aún tendría la difracción aumentada.

La suma debe hacerse en términos de la función de onda, no de los datos de la imagen.

Tanto en el modelo de partículas como en el de onda, el parámetro que afecta la restricción de difracción de la resolución angular del objetivo es la restricción angular (apertura numérica) entre dos puntos finales focales y la apertura intermedia. Ese ángulo es constante sin importar la resolución con la que intente resolver la proyección [de cualquiera de los puntos focales]. No importa para el punto focal A & # 39 en la superficie del sensor (o superficie de ensamblaje ML) si está situado en un píxel pequeño o en un píxel grande, o incluso si está situado en un área de banda muerta - es sigue siendo el mismo punto en el espacio.

Todas las interacciones entre el punto focal delantero, la apertura y el punto focal trasero en este sistema ya han sucedido - están & quot; muertos & quot; desde una vista cuántica, y & quot; disipados & quot; desde una vista de onda - cuando la energía alcanza el punto A & # 39.

Consulte mi experimento mental en tubo de arriba para ver.
Lo que llamas muerto es cuando el fotón se convierte en un electromo y no mucho antes.

En cualquier punto del plano de proyección, el disco de Airy no es una imagen, es una función de onda de valor complejo. Si enmascara partes de los rayos (en el sentido integral de la trayectoria), altera la función de onda. En la práctica, el disco Airy se manchará (en lugar de atenuarse) si bloquea partes del patrón de interferencia.

Hay otra forma más elegante de ver todo esto:

Una lente mide tanto la posición de un fotón (determinada por el área de apertura que atraviesa) como el impulso de fotón (determinado por el ángulo de incidencia en la lente, donde un ángulo dado corresponde a un solo punto en el plano de proyección, asumiendo una distancia de enfoque infinita por el bien de la simplicidad).

El principio de incertidumbre de Heisenberg, del que no se puede escapar, se traduce en que no se pueden medir la posición y el impulso exactamente al mismo tiempo. Cuanto menor sea la incertidumbre de la posición (cuanto menor sea la apertura), mayor será la incertidumbre del impulso (más se difuminará el punto proyectado en el plano de enfoque).

Por lo tanto, si realmente intenta medir el patrón Airy hecho solo de partes de la apertura del lente, inevitablemente el punto proyectado en el plano de enfoque debe difuminarse más.

Entonces, la difracción angular referida al objetivo ocurre ANTES de la división de subpíxeles. La división de subpíxeles en sí misma es en realidad solo un divisor de la suma integral de energía ya presente en la superficie que contiene el punto A & # 39. No importa que este divisor funcione subdividiendo un cono más grande en cortes angulares.

Como dije, no hay antes ni después. Si realmente subdivide un cono más grande en cortes angulares, entonces alteraría la función de onda en el plano de proyección (porque bloquearía los rayos que interferirían entre sí). Pensar en términos de energía no es una buena idea. La energía es la magnitud al cuadrado de la función de onda compleja, mientras que en realidad es la función de onda misma la que debe analizarse. La energía está bien después de la medición, es decir, después de que el efecto fotográfico haya creado un electrón.

Sin embargo, ahora creo que estoy equivocado en mi idea de que el sensor de doble píxel tiene una difracción peor. Pero por una razón diferente. Explicaré lo que quiero decir en un comentario diferente a continuación.


Diámetro del agujero - arpetrura circular

Luz de un láser de helio-neón (λ= 633 nm) pasa a través de una apertura circular y se observa en una pantalla a 4.0 m detrás de la apertura. El ancho del máximo central es de 2,5 cm. (Tenga en cuenta que el ancho del máximo central es la distancia entre las franjas oscuras a cada lado del máximo)

¿Cuál es el diámetro (en mm) del agujero?

Así que he hecho un ángulo = 0.025 / 4 = 0.0060 rads

entonces longitud de onda / ángulo = 6.33 * 10 ^ -7 / 6 * 10 ^ -3 = 1.055 * 10 ^ -4 m = & gt 0.11mm. Pero el cuestionario dice que tengo la respuesta incorrecta. ¿qué he hecho mal?

La luz difractada por una apertura circular viene dada por un patrón Airy. El ángulo del disco desde el centro hasta el primer mínimo viene dado por sin (theta) = 1.22 lambda / diámetro. Una vez que tienes el ángulo, es un problema de geometría básico. El radio del disco de Airy viene dado por tan (theta) = R / distancia. Resuelva para R. La aproximación de ángulo pequeño (tan (theta) = sin (theta) = theta) debería estar bien.

En óptica, el disco Airy (o disco Airy) y el patrón Airy son descripciones del punto de luz mejor enfocado que puede hacer una lente perfecta con una apertura circular, limitada por la difracción de la luz. El disco de Airy es de importancia en física, óptica y astronomía.

El patrón de difracción resultante de una apertura circular uniformemente iluminada tiene una región central brillante, conocida como disco de Airy, que junto con la serie de anillos concéntricos alrededor se llama patrón de Airy. Ambos llevan el nombre de George Biddell Airy.


2 respuestas 2

Todos los sistemas ópticos producen una imagen borrosa como resultado de la difracción. En un nivel fundamental, necesitamos una regla para medir cuánto desenfoque se ha producido en un sistema. MTF, MTF50 y otras medidas son todas cantidades "resueltas" matemáticamente. Se producen tomando un perfil de intensidad y realizando algunas matemáticas sobre él. Estos métodos no pueden indicar la "fuente" del desenfoque, solo que se ha producido el desenfoque.

Sin embargo, cuando considera cosas como la aberración cromática, queda claro que las cosas tienen cierta dependencia de la longitud de onda o el color. Resulta que esto también es cierto para el comportamiento ondulatorio de la luz. La luz azul no viaja más rápido que la luz roja, pero transporta más energía por fotón y, en consecuencia, se difumina menos cuando desvía su camino alrededor de una apertura. (E = mc ^ 2 después de todo, debe ser más masivo y por lo tanto tener mayor inercia).

En este sentido, usamos la longitud de onda de la luz como regla. Los fotones más masivos no se desvían tanto, por lo que permanecen compactos y producen una mancha pequeña de alta intensidad.

Sin embargo, esto es en gran parte irrelevante para la fotografía, ya que las lentes de consumo son simplemente demasiado aberradas.

Aquí les presento las manchas de varias lentes, examinadas en un banco MTF. La lente es f / 2.4 y cubre un campo de visión de 120 grados. Tal como está diseñado, está limitado por difracción (corregido a menos de ondas lambda / 6 de aberración, lambda / 4 generalmente se considera limitado por difracción).

Primero tenemos un excelente lugar:

También podemos ver un sistema óptico perturbado, es decir, uno con cierta desalineación. Esta muestra en particular tiene aproximadamente una onda de coma en el eje. Esto es más típico de una lente de consumo, ya que simplemente no cuestan lo suficiente para ser diseñadas y alineadas con esta especificación (ni es realmente necesario).

Como otro ejemplo, aquí hay una media ola de coma, pero también una ola de astigmatismo. No muy bonito.

Aquí está el MTF de los tres puntos en el mismo orden:

Ahora echemos un vistazo a una lente de consumo considerada universalmente como súper nítida y una lente que es una de mis favoritas, la Zeiss 100 mm f / 2 Makro Planar.

Pido disculpas por el cambio de formato. El gran truco aquí es que en ninguna parte del campo de visión el MTF a 50 lp / mm supera al de la muestra muy alterada. Está en aproximadamente 0,6 en todo el campo, donde la lente altamente perturbada pero perfectamente diseñada alcanza aproximadamente 0,7 incluso en su peor plano.

Quizás en 10-25 años, cuando se diseñen lentes intercambiables para el consumidor, así como esta lente fija gran angular de $ 25,000, el disco aireado tendrá importancia en la fotografía, pero hoy no es así.

Todos sabemos que los rayos de luz viajan en línea recta (rayo de la recta alemana como el tronco de un árbol). También sabemos que las ondas sonoras se doblan alrededor de un obstáculo. Podemos escuchar a alguien gritando detrás de un árbol. Es posible que sepa que las ondas de agua también se doblan alrededor de un obstáculo. Pero, ¿sabías que los rayos de luz que rozan un borde opaco y afilado sangran en el camino de los rayos de luz que simplemente despejan el borde de un diafragma de iris? Estamos hablando de las láminas de apertura de la lente. Estamos hablando de difracción (del latín cambiar de dirección).

La luz que se cuela en la sombra geométrica del iris ilumina la línea de demarcación haciendo indistinta la separación de luz y sombra. Sin embargo, esta difracción hace más. Los rayos de luz difractada interfieren con los rayos directos y forman una serie de bandas de interferencia que rodean cada punto de luz proyectado por la lente. Lo que vemos son bandas concéntricas que rodean este punto de luz. Estos círculos indistintos disminuyen en intensidad y espaciamiento desde el punto central. Solo podemos ver estas bandas si examinamos la imagen proyectada por la lente con una lupa.

De hecho, estamos viendo dos fenómenos, la interferencia y la difracción. Estos se entrelazan para hacer que lo que queremos que sea un punto de luz demasiado pequeño para ser discernido como adimensional, parezca un círculo de luz con borde festoneado. A esto lo llamamos “Airy Disc” (disco de luz que vemos en el aire con la ayuda de una lupa).

Esto fue bien estudiado por John Strutt, un noble inglés, tercer barón Rayleigh 1842 - Premio Nobel de 1919). El Criterio de Rayleigh para lentes sigue siendo válido a pesar de nuestros mejores esfuerzos. El poder de resolución de una lente se expresa como líneas resueltas por milímetro. Esto significa que podemos distinguir un espacio entre líneas muy cerradas. Poder de resolución (RP) = 1392 / número f (diferente para cada longitud de onda, sin embargo, fotográficamente usamos 1392).


Revisión del refractor APO 152ED de Meade

[ARTICLEIMGR = "1"] El Meade 152ED parece no haber obtenido nunca un gran número de seguidores y, sin embargo, aquí hay un telescopio que con seguridad es capaz de proporcionar el 100% de al menos una de las principales promesas de los grandes refractores: Ultra nítido, observación visual de alto contraste.

El Meade 152ED es un refractor físicamente grande. Es un diseño de lente ED f / 9 (1370 mm), por lo que con el protector de rocío en su lugar es bastante largo. También utiliza una OTA de 7 ”de diámetro exterior, por lo que el deflector es uno de los más efectivos que he visto en un refractor. El Vixen 102 Achromat que tenía también usaba un tubo de gran tamaño (114 mm de diámetro exterior) y también tenía un excelente desconcierto.

El enfocador es una unidad de 2.7 ”, aunque viene con un adaptador de 2” en su lugar. Si bien nunca he escuchado muchos elogios sobre este enfocador en las revisiones, lo calificaría como uno de los mejores enfocadores en los visores de “mercado masivo” que he usado, aparte de aquellos con enfocadores Crayford. Por ejemplo, soy un gran admirador de los productos Vixen, y el Meade 152ED es un poco mejor que los enfocadores refractores Vixen que he usado. El movimiento es pesado (aunque se aclara con el uso), pero suave. Agregué un par de gotas de lubricante de teflón donde creo que están los rieles, y esto también ayudó. También hay un poco de latigazo de engranajes. Se afirma cuando intenta concentrarse en poderes superiores.

El Meade 152ED es un paquete muy bien ejecutado. La mano de obra y el acabado en general son bastante buenos, y nuevamente parecen iguales o ligeramente mejores que la calidad de Vixen. Veo que estoy usando a Vixen como punto de referencia aquí y, francamente, eso parece justo. Considero que Vixen se encuentra entre los mejores telescopios del “mercado masivo”, siendo claramente mejor que la mayoría de las otras marcas producidas en masa, por lo que decir que el Meade es similar o ligeramente mejor en calidad es para mí un cumplido considerando el precio.

Ahora seré honesto y diré que el mío tenía un problema óptico cuando lo compré, pero algunas llamadas telefónicas a Meade, algún esfuerzo de envío (pagado por Meade) y algo de paciencia, y ese problema se corrigió. Cuando se recibió, las estrellas tenían apariencia de prisma, teñidas de rojo en un lado del disco de Airy, blanco en el centro y azul en el otro lado. Probé la colimación y el centrado, pero estos no corrigieron el problema. Solo devolviéndolo a Meade pude solucionar el problema.

Este alcance requiere una montura GRANDE. Tengo el mío en un soporte EQ6 SkyScan. Esta combinación es aceptable para uso visual, pero para imágenes, sospecho que un Ci-700 o G-11 sería el mínimo que se consideraría aceptable. Me veo obligado a decir esto ... Este alcance es más exigente de configurar que cualquier otro alcance que haya tenido antes. La montura es pesada, y tengo que soltar los pesos y sacarla de la casa con un gruñido, o disimularla más para moverla. La OTA es LARGA. No encajará fácilmente en la mayoría de los automóviles a menos que sean hatchback o tengan un paso de baúl. Este es un instrumento especializado que requiere mucho compromiso por parte del propietario. Si no ha tenido un refractor realmente grande antes y lo está considerando, le diría que debe considerar estas cuestiones con detenimiento. Todavía lucho con ellos, y realmente me gusta este telescopio. Sin embargo, de vez en cuando, me pregunto si seguiré usando tanto como lo he usado últimamente a lo largo de los años solo por problemas de configuración y transporte.

Ahora, llegué aquí por el camino más largo ... Probé con refractores más pequeños. El APO de 102 mm que tenía no me sorprendió en absoluto. Oh, claro, era compacto y ofrecía vistas nítidas, pero en pocas palabras, era demasiado pequeño para reunir suficiente luz para usar en mi ubicación central de Austin TX. Incluso el glorioso M42 fue positivamente decepcionante. No lo encontré mucho mejor que el Orion 127 Mak que tenía en muchos objetivos (aunque el 4 "FUE mejor, pero no lo 5 veces el precio sugeriría que debería ser). Vendí el APO de 4 ”por un Vixen 102 Achromat que consideré casi tan bueno, ya una pequeña fracción del costo. Sin embargo, también vendí ese, porque una vez más, 4 pulgadas de apertura simplemente no me sirvieron. Compré un refractor Vixen 140NA para mi trabajo de campo amplio y de baja potencia, y he sido más feliz con él que con el APO o Achromat de 4 ”.

También tenía un par de refractores Celestron CR150, los cuales me parecieron muy buenos. La aberración cromática se convirtió en un problema solo a potencias superiores o al ver los objetivos del sistema solar, y fue un problema grave para mí, ya que redujo claramente el contraste a potencias altas en Júpiter y la Luna. En comparación, la Vixen 102 estaba casi libre de colores. Una lente acromática de 6 ”f / 8 producirá violeta en el ocular. Montones….

Pero el encanto de un gran refractor me perseguía. Quiero decir, de hecho "capto" la noción de que hay una buena calidad en las vistas que ofrece un buen refractor, pero los refractores más pequeños que tenía no tenían el impacto que anhelaba, y los grandes refractores acromáticos f / 8 carecían de la imagen. fidelidad de los APO más pequeños.

Tuve mi nombre en una lista de espera para un APO grande de alta gama durante varios años, pero la espera me frustró y finalmente decidí comprar un nuevo 152ED de Meade. La Providencia brilló sobre mí, pues la decisión fue acertada.

Este Meade 152ED en particular tiene algunas de las mejores ópticas de los visores que he tenido. El pulido es muy suave y no hay defectos evidentes visibles en la prueba de estrella. La aberración esférica puede estar presente en un grado mínimo, porque los patrones de disco de Airy dentro y fuera del foco se ven un poco más brillantes en un lado que en el otro. Aún así, cualquier SA que pudiera estar presente debe ser de una cantidad tan insignificante que carezca de sentido. Enfocado, el disco Airy es virtualmente perfecto como se muestra en las tablas de prueba de estrellas para telescopios sin obstrucciones. El disco de Airy es un pequeño punto brillante, rodeado por un primer anillo de difracción muy tenue. De hecho, en estrellas más tenues, el primer anillo de difracción es apenas visible. Las malas condiciones de visibilidad lo harán un poco más aparente, pero en su mayor parte, el disco Airy enfocado es casi perfecto. Este telescopio presenta claramente algunas de las vistas estelares más agradables que he tenido. Si bien mi APO de 4 'se presentó como un buen disco Airy enfocado, simplemente no enfocó las estrellas hasta puntos tan pequeños.A potencias moderadas, el Scope de 4 ”comenzó a mostrar estrellas más como dibujos de libros de texto de discos de Airy en lugar de estrellas suspendidas en el espacio. El telescopio de 6 pulgadas les permite seguir pareciendo estrellas a potencias considerablemente más altas.

Si recuerdo que mi libro aprendió correctamente, un refractor con óptica perfecta pondrá el 84% de la luz en el disco de Airy, con el 7% en el primer anillo de difracción y el resto en los anillos exteriores que serán demasiado débiles para detectar. todas menos las estrellas más brillantes. Ahora, en este punto de tener el 84% de la luz disponible en el disco de Airy ... si lo piensas, entenderás por qué estos grandes refractores parecen tan especiales. La razón principal está relacionada con el archienemigo de los sistemas obstruidos (reflectantes): condiciones de visión ... Cuando ver es menos que perfecto, un sistema con un 25 por ciento de obstrucción que ya está poniendo alrededor del 20% al 25% (o más) de su la luz en el primer anillo de difracción verá más y más luz que se derrama en los anillos sucesivos y se dispersa entre ellos. El resultado es que en algo menos que en la visión PERFECTA, la imagen del reflector comenzará a descomponerse más rápido. Mi SCT de 11 ”muestra esto en un grado extremo. Es grande (lo que lo hace más afectado al ver debido a la naturaleza de las células de turbulencia en la atmósfera), tiene una gran obstrucción central (el primer anillo de difracción alrededor del disco de Airy de un SCT perfecto será tan brillante como el anillo alrededor del disco de Airy en un refractor con ¼ de onda SA El efecto neto es que aunque el disco de Airy en sí mismo es teóricamente más pequeño en el reflector grande, la visión típica derramará suficiente luz en los anillos de difracción para inflar la imagen de la estrella. Como resultado, en la gran mayoría de mis noches de visualización, el Meade 152ED presenta vistas mucho más agradables que cualquier otra cosa que tenga. En noches EXCEPCIONALES (1 de cada 25 la mayor parte del año, 1 de cada 10 en el verano), el SCT Presentan Airy Disks notablemente más pequeños, pero incluso entonces, todavía se ven algo aburridos en comparación con el Meade 152ED. De hecho, un libro (Telescope Optics: Complete Manual for Amateur Astronomers, por Rutten y Van Venrooij) proporciona una tabla que sugiere que un Refractor de 6 " es quizás una de las mejores opciones para un telescopio completo cuando se trata de equilibrar el deseo de una gran apertura con los efectos negativos de una visión deficiente. Mi propia experiencia ahora me lo confirma. Muchas noches, disfruto de la vista a través del gran refractor más que con mi NexStar 11 cuando veo un gran porcentaje de sujetos estelares y del sistema solar. Solo cuando se observan objetos como cúmulos globulares y cúmulos abiertos débiles o galaxias, el reflector más grande muestra una ventaja decisiva, y solo porque llega más profundo, las estrellas pueden aparecer en una magnitud más débil, lo que en un cúmulo globular se traduce en MUCHAS estrellas .

Con respecto al color secundario, bueno, simplemente no hay nada visible en el 99,9% de los sujetos que he visto (incluidos Júpiter y Saturno). Algunas personas dirán que el 152ED de Meade no es un APO, o prefieren llamarlo “Semi-APO” y no estoy dispuesto a discutir ninguno de los dos puntos. Solo diré que el color está tan bien corregido que pasa desapercibido en la observación visual normal. Para mí, eso es suficiente.

Puedo ver un tinte amarillo muy tenue y muy estrecho justo dentro de la extremidad cuando veo la Luna fuera del eje en algunos de mis oculares, pero creo que algo de esto puede provenir de los mismos oculares. Es más pronunciado en algunos diseños de oculares (complejo) que en otros. En el eje, no veo prácticamente nada en la extremidad, y en el disco en sí, no veo absolutamente ningún color falso. Ninguno. Nada.

Por lo tanto, lo llamaré un "refractor prácticamente libre de color, de mayor apertura y alta calidad con el que es un verdadero placer verlo". Y, francamente, si me pidiera la opinión de un lego, diría que creo que Meade estaba justificado al usar APO en su material de marketing. Debe recordar que este diseño de telescopio (y el material de marketing que lo acompaña) se presentó hace 10 años, y cuando Meade lo presentó, según los estándares del momento, creo que fácilmente habría sido aceptado como un verdadero APO. Algunos de los otros osciloscopios "APO" de esa época también mostraban un poquito de color, así que cuando lo pongo en perspectiva, no creo que Meade fuera engañoso con su etiquetado. He revisado un par de APO de 4 ”muy costosos de hace 10 años, y diría que el Meade grande es tan bueno, y comparado incluso con los MEJORES acromáticos de entonces y ahora, todavía se consideraría libre de color.

Bien, entonces, ¿cómo es ver con un refractor prácticamente sin color, de mayor apertura y alta calidad? En una palabra, sublime. Sí, de hecho hay algo especial en la vista a través de un refractor de alta calidad, de mayor apertura y prácticamente sin color. La increíble nitidez de las estrellas en el campo es difícil de describir. La gente dice "Pin-point", pero en un intento de construir estrellas artificiales, he hecho muchos pin-point en papel de aluminio, y no se acercan a igualar la naturaleza de una estrella enfocada en el Meade 152ED. En un gran cúmulo como M37, las estrellas son pequeños puntos de luz tan finamente enfocados que parecen increíblemente pequeños. En las noches de observación promedio, el Meade 152ED presenta quizás la vista de cúmulo abierto más agradable que jamás haya disfrutado. Mi APO de 4 "no reunió sino la mitad de la luz, y los discos Airy, al ser mucho más grandes, no dieron el mismo impacto puntual. Sí, eran excelentes, pero incluso a potencias moderadas, mostraría el disco Airy, mientras que a potencias similares en el 152ED, todavía se veían como puntos diminutos.

El rendimiento de la luz es excelente. La teoría dice que el rendimiento de la luz debería ser un poco menor que un SCT de 8 ", pero en comparaciones lado a lado en varios cúmulos abiertos, no pude ver ninguna estrella en mi SCT de 8" que no fuera visible en el refractor de 6 pulgadas y todo es más nítido en el refractor para arrancar. Ahora, curiosamente, será un poco más difícil encontrar una estrella muy tenue en el 152ED al hacer estas comparaciones con el C8, nuevamente porque la estrella es un punto ultrafino en el refractor. Sin embargo, una vez que lo encuentras, es llamativo. En el 8 ”, la estrella es visible porque se presenta como una mancha más grande. En el refractor, se presenta como un punto tan diminuto, que en realidad tienes que buscar más para encontrarlo, pero una vez que se encuentra la posición, de repente no puedes AYUDAR más que verlo. Sensación extraña, de verdad, pero esto es lo que veo.

Con objetos de cielo profundo, el Meade 152ED de 6 ”probablemente esté más cerca del SCT Celestron de 9.25 pulgadas que solía tener. Ahora realmente no me di cuenta de que la diferencia que a menudo se menciona es la oscuridad del cielo. Cuando utilizo oculares que producen aumentos y campos de visión similares, no veo el cielo como "más negro" en el refractor de los objetos del cielo profundo. Y mi apuesta es que el poder de apertura en un telescopio de 9 ”comenzará a mostrar estrellas ligeramente más débiles ... Ah, pero no tan nítidas ... Hay una diferencia cuando hay objetos muy brillantes en el campo de visión, especialmente la Luna. En la Luna, de hecho, hay un cielo más oscuro justo al lado del limbo en el refractor de 6 ”. De hecho, el cielo se ve ultra negro en este caso, mientras que en el SCT comienza a mostrar un brillo muy tenue. De manera similar, los planetas mostrarán un resplandor diminuto y tenue alrededor del planeta en los SCT. Algo de esto proviene de los reflejos en el ocular, y aunque no pude igualar los poderes y los diseños del ocular para hacer una comparación exacta, el cielo inmediatamente alrededor de Júpiter es bastante negro en el refractor, mientras que hay un tenue resplandor inmediatamente alrededor del planeta en la SCT.

No crea que esto es un menosprecio al SCT de 8 "y 9.25", porque un SCT de 8 "en un soporte computarizado cuesta la mitad del precio del Meade 152ED OTA solo (nuevo), y un C 9.25 OTA (nuevo ) solo cuesta aproximadamente la mitad de lo que costaría el refractor OTA de 6 ”. Tengo un respeto increíble por estas dos OTA y si el presupuesto o la capacidad de gestión general fueran mi máxima prioridad, cualquiera de estos ámbitos sería MUY difícil de pasar por alto. El SCT de 8 ”en una montura computarizada sigue siendo mi primera recomendación para las personas que desean ingresar a la astronomía amateur con una mira telescópica GEM de tamaño mediano y con un presupuesto razonable. Soy dueño de un SCT Celestron de 8 ”que tengo en un soporte Meade LXD55 y, hasta el día de hoy, todavía me da una gran satisfacción usarlo.

Cuando se utiliza con un panóptico de 35 mm, el Meade 152ED puede proporcionar un campo de 1,7 grados y es un campo espectacular. Ahora, este campo está 1,2 grados por debajo de lo que puedo lograr con mi refractor Vixen 140 y, por supuesto, no puedo alcanzar las mismas potencias bajas, pero la calidad de la vista en este tamaño de campo es insuperable por cualquier cosa que haya tenido. La Vixen 140 NA que tengo presenta un disco Airy enfocado que parece tener aproximadamente ¼ de longitud de onda de error de corrección esférica, y no es tan brillante como lo indicaría el déficit de 12 mm en la apertura (es un diseño de 4 elementos), de modo que si bien presenta un campo muy hermoso, la vista de campos de tamaño similar en el 152ED de 6 ”es claramente superior. Las estrellas simplemente aparecen como fuentes de luz mucho más pequeñas e intensas.

Del mismo modo, nada de lo que he tenido puede hacer mejor las estrellas dobles en las noches típicas. Quizás en un par de docenas de noches al año, el NX11 puede obtener algunos dobles de diferencia de contraste increíblemente cercanos o altos, pero el Meade 152ED alcanza su rendimiento teórico en la MAYORÍA de las noches. En estrellas muy brillantes, la mala visibilidad comenzará a afectar incluso este alcance. Sin embargo, ver es MUCHO menos un factor que con mi SCT de 11 ”.

El rendimiento en cielo profundo, en comparación con mi NexStar 11, es el que cabría esperar, no tan bueno. La apertura domina claramente. Aún así, en un viaje reciente a cielos oscuros en el norte de Texas, el refractor de 6 ”mostró fácilmente la inclusión en M82 y la estructura en espiral en M51, junto con el compañero. Las vistas del cielo profundo entre este y el SCT de 11 ”eran más similares de lo que hubiera pensado que serían. Pero la mayor apertura prevaleció en la mayoría de los objetivos. M13 se resolvió más en el alcance más amplio, al igual que M92. La línea de polvo en el Sombrero Galaxy era un poco más prominente en el SCT de 11 ”. M37 fue mucho más rico en el SCT de 11 ”, aunque mejor enmarcado a baja potencia en el 6”. La Nebulosa del Anillo (M57) era similar en ambos, pero el campo más amplio del Meade 152ED podría ofrecer un encuadre mucho más agradable aquí también. Por alguna razón, la Nebulosa del Anillo es tan agradable para mí a baja potencia como a alta potencia. Sin embargo, al mismo tiempo, la nitidez de la vista en el refractor de 6 ”siempre parecía mejor. Este es un punto importante. VEO más con el alcance más grande, pero las vistas parecen más agradables en el refractor de 6 ”. Nunca obtuve esto con refractores más pequeños, nuevamente por el hecho de que no llegaban lo suficientemente profundo, y también por el problema de los tamaños de los discos de Airy.

El Meade ocupa el segundo lugar después de mi NexStar 11 en rendimiento lunar. Volver a ver es un factor importante, y en las noches de observación promedio, el refractor de 6 ”generalmente presenta una imagen muy cercana (más cercana que cualquier cosa que haya tenido anteriormente), pero la resolución del instrumento mucho más grande solo muestra más detalles. Anoche (18 de mayo de 2005), la vista fue bastante buena aquí en el centro de Texas, y en una comparación de lado a lado, el NexStar 11 simplemente mostró un poco más de detalle en todos los lugares donde miraba. Sin embargo, en comparaciones pasadas cuando las condiciones no eran tan buenas, el Meade 152ED se mantuvo firme. Ningún otro telescopio que haya tenido ha funcionado tan bien en la luna en comparación con el NexStar 11.

En los planetas la situación es nublada ... Saturno usualmente se ve un poquito mejor en el NexStar 11. Con el SCT de 11 ”, veo más evidencia del sombreado polar, y la división de Cassini parece un poco más pronunciada al igual que el sombreado de los anillos. Creo que el factor principal es que el brillo de la imagen del Meade 152ED comienza a convertirse en el factor limitante a aproximadamente 40x por pulgada de apertura. Ahora bien, esto es bastante bueno. Nunca he tenido un telescopio que pueda lograr un rendimiento mejorado muy por encima de 30x a 35x por pulgada de apertura en objetos del sistema solar. Escuché de personas que usan 50x por pulgada de apertura y más, pero francamente, nunca he tenido un visor que me mostró MÁS detalles a 50x por pulgada que a 35x por pulgada en los planetas. Pero el Meade 152ED funciona extremadamente bien a 40x por pulgada de apertura (38x en realidad, que es 228x con una pupila de salida de .66 mm, usando un Radian de 6 mm). El uso de un Radian de 5 mm para 274x (pupila de salida de .55 mm) produce una imagen más grande, más agradable, pero más tenue, de modo que si bien la imagen tiene una escala más cómoda, no puedo decir que vea detalles adicionales. Además, las moscas volantes en mi ojo se vuelven una molestia mucho mayor en esta pupila de salida. Pero la imagen sigue siendo bastante nítida con este aumento. . Yo diría que ningún telescopio que haya tenido anteriormente ha podido lograr este tipo de relación de aumento. Además, es una noche MUY rara que puedo usar más de 190x con el gran SCT. Con el Meade, a menudo puedo usar el 228x, lo que da como resultado una mejor pupila de salida para detectar objetos de bajo contraste, y tengo la capacidad de ir a 274X si quiero obtener una escala de imagen un poco más grande.

En el pasado, tuve algunos osciloscopios que parecían presentar resultados en Júpiter casi a la par con mi SCT de 11 ”(MN61 era el más cercano), pero la mayoría de las noches, si tenía paciencia, podía ver más en el SCT más grande. Los detalles de contraste de nivel extremadamente bajo en el SCT, como se mencionó anteriormente, se ven seriamente afectados por la visión. Para obtener un buen rendimiento en Júpiter con un SCT grande, la visión tiene que ser casi perfecta. En el último año, solo he tenido quizás un par de docenas de noches viendo esto bueno. Aún contra la mayoría de los telescopios, en la mayoría de las noches, la paciencia permitiría que el 11 ”vislumbrara detalles que no eran visibles en los telescopios más pequeños. Esto simplemente no es cierto cuando se mira a Júpiter y se compara el NX11 con el Meade 152ED. En la MAYORÍA de las noches, el Meade 152ED simplemente proporciona una experiencia de visualización consistentemente mejor en Júpiter que cualquier cosa que haya tenido anteriormente. ¿Que bien? Muy bien ... Detalle en el GRS, detalle en las corrientes turbulentas que lo siguen, óvalos, festones, barcazas, cinturones sutiles, todo está ahí en noches de incluso bastante buena visibilidad. Las lunas de Júpiter SIEMPRE se ven más nítidas en el refractor. Ahora, para ser justos, cuando ver es bueno para el NexStar 11 (un mínimo de un primer anillo de difracción a medio formar y en movimiento), el gran SCT puede proporcionar más detalles que el Meade 152ED. En particular, algunos de los pequeños óvalos blancos del hemisferio sur no se resuelven tan bien en el Meade 152ED. Una vez más, la resolución superior del gran SCT hace mucho para compensar la pérdida de contraste impuesta por su gran obstrucción central en el SCT. Si bien el contraste ES un factor importante en la observación planetaria, haría bien en no descartar el poder de resolución. Si bien no he visto a Marte en el 152ED, he comparado el NexStar 11 con varios refractores APO durante la aproximación cercana a Marte hace un par de años, y ningún refractor a través del cual miré mostró tantos detalles como el SCT de 11 ”. La resolución del SCT más grande superó totalmente a los refractores de 4 ”y 6” que vi a través de este objeto de contraste moderadamente alto.

Simplemente no me sentía tan convencido del atractivo de un APO de 4 ”, $ 2000 (o más), pero con 6 pulgadas y $ 2500, el argumento a favor de un refractor prácticamente libre de color, de mayor apertura y alta calidad parece mucho más convincente para me.

De hecho, me encuentro eligiendo un alcance "más pequeño" en lugar de uno más grande para un buen porcentaje de mi visualización. Muchas noches, saco tanto el NexStar 11 como el Meade 152ED. Antes de adquirir el 152ED de Meade, si solo fuera a sacar UN endoscopio, casi siempre habría sido el NexStar 11. Ahora, me encuentro sacando el refractor de 6 ”en una noche de un solo endoscopio casi con tanta frecuencia como el 11 ”SCT. Mi Vixen 140NA está inactiva mucho más ahora (aunque se acerca el verano y el 140NA sigue siendo mi visor de campo amplio favorito). El 152ED no recolecta la misma cantidad de luz y no puede igualar la resolución del alcance más grande, pero las vistas son demasiado hermosas para ignorarlas.

Así que sí, su verdadero mérito es el argumento de que los refractores grandes son algunos de los visores más agradables de ver. Y a $ 2500, el Meade 152ED ofrece una experiencia de visualización de refractor de alta calidad, con una apertura más grande y prácticamente sin color.

Me gusta mucho este telescopio. ¿Puedes decir? Los informes de problemas con el control de calidad y los informes de algunos con una corrección esférica tal vez menos que buena (que en mi opinión podría negar toda la propuesta de valor) hacen que sea difícil ofrecer un respaldo sin restricciones, pero un buen ejemplo como el mío podría resultar ser una posesión preciada. El mío ciertamente lo es para mí.

Un escuadrón ENTERO del Cuerpo de Marines se perdió trágicamente en Irak la semana pasada. Varios miembros de ese escuadrón fueron asesinados por insurgentes que se escondieron y dispararon desde debajo del piso de una casa. Cuando uno de los miembros del escuadrón cayó, otros murieron o resultaron heridos cuando intentaron rescatar al primero, que es lo que hacemos los marines. Un par de días después, los miembros supervivientes del mismo escuadrón fueron asesinados por una bomba en la carretera.

Mi angustia no conoce fronteras.

Mi deseo es que esta guerra no haya sucedido y que estén todos a salvo en los brazos de su familia o seres queridos. No puedo tener ese deseo, así que en su lugar, les ofrezco mi compasión y mis condolencias por los amigos y las familias de los caídos.

Y a todas nuestras fuerzas en el Medio Oriente, que las estrellas en los cielos sobre ustedes los guíen a casa y a la paz. Por favor, regrese al mundo a salvo.


6 respuestas 6

Siempre que la luz atraviesa un límite, difracta, o se dobla, debido a la propiedad ondulatoria de la luz que interactúa con ese límite. Una apertura en un sistema óptico, típicamente circular o similar a un círculo, es uno de esos límites.

La forma en que la luz interactúa con la apertura se describe mediante la función de dispersión de puntos (PSF), o cuánto y en qué grado se propaga una fuente puntual de luz como resultado de pasar a través del sistema óptico. El PSF está determinado por la geometría del sistema (incluida la forma y el tamaño de la abertura, la forma o formas de las lentes, etc.) y la longitud de onda de la luz que pasa a través del sistema óptico. El PSF es esencialmente la respuesta de impulso del sistema óptico a un función de impulso, un punto de luz de cierta cantidad unitaria de energía que es infinitesimalmente estrecho o estrechamente delimitado en el espacio 2D.


La circunvolución de luz del sujeto con el función de dispersión de puntos da como resultado una imagen producida que parece más extendida que el objeto original. Por el usuario de Wikipedia Default007, de Wikimedia Commons. Dominio publico.

Para una apertura perfectamente redonda en un sistema de imágenes ópticamente perfecto teórico, la función PSF se describe mediante un Disco aireado, que es un patrón similar a una diana de anillos concéntricos de regiones alternas de interferencia constructiva (donde las ondas de la luz interactúan constructivamente para "sumarse") e interferencia destructiva (donde las ondas de la luz interactúan para cancelarse).

Es importante tener en cuenta que el patrón de disco Airy es no como resultado de calidades imperfectas de la lente o errores en las tolerancias en la fabricación, etc. Es estrictamente una función de la forma y tamaño de la apertura y la longitud de onda de la luz que la atraviesa. Por lo tanto, el disco de Airy es una especie de límite superior en la calidad de una sola imagen que puede producir el sistema óptico 1.


Una fuente puntual de luz que pasa a través de una abertura redonda se extenderá para producir un patrón de disco Airy. Por Sakurambo, de Wikimedia Commons. Dominio publico.

Cuando la apertura es lo suficientemente grande, de modo que la mayor parte de la luz que pasa a través de la lente no interactúa con el borde de la apertura, decimos que la imagen ya no es difracción limitada. Cualquier imagen no perfecta producida en ese punto no se debe a la difracción de la luz por el borde de apertura. En los sistemas de imágenes reales (no ideales), estas imperfecciones incluyen (pero se limitan a): ruido (térmico, patrón, lectura, disparo, etc.) errores de cuantificación (que pueden considerarse otra forma de ruido) aberraciones ópticas de la calibración de la lente y errores de alineación.

Existen técnicas para mejorar las imágenes producidas, de modo que la calidad óptica aparente del sistema de imagen sea mejor que la del límite del disco de Airy. Técnicas de apilamiento de imágenes, como imagen de la suerte, aumente la calidad aparente apilando varias (a menudo cientos) imágenes diferentes del mismo sujeto juntas. Si bien el disco de Airy parece un conjunto difuso de círculos concéntricos, realmente representa un probabilidad de dónde aterrizará en el generador de imágenes una fuente puntual de luz que ingresa al sistema de la cámara. El aumento resultante en la calidad producido por el apilamiento de imágenes se debe al aumento del conocimiento estadístico de las ubicaciones de los fotones. Es decir, el apilamiento de imágenes reduce la incertidumbre probabilística producida por la difracción de la luz a través de la apertura como describe el PSF, arrojando un exceso de información redundante al problema.

En cuanto a la relación del tamaño aparente con el brillo de la estrella o fuente puntual: una fuente de luz más brillante aumenta la intensidad ("altura") de la PSF, pero no aumenta su diámetro. Pero el aumento de la intensidad de la luz que ingresa a un sistema de imágenes significa que más fotones iluminan los píxeles fronterizos de la región iluminada por el PSF. Esta es una forma de "floración de luz", o aparentemente "derrame" de luz en los píxeles vecinos. Esto aumenta el aparente tamaño de la estrella.


Binoculares y amplificación de luz

Realmente necesitas leer un poco en telescopios y otros sistemas de instrumentos ópticos.
Nuevamente, a pesar de su comentario anterior de saber cómo funcionan, es muy obvio que no comprende los conceptos básicos; de lo contrario, no estaría haciendo las mismas preguntas una y otra vez.

Realice búsquedas en Google sobre trayectorias de rayos ópticos para lentes y telescopios.

aquí hay un punto de partida con imágenes que muestran trayectorias de rayos, etc.
Empiece a investigar un poco más usted mismo.

no, no lo hace. un láser es un juego de pelota diferente

un láser es una fuente de luz coherente, la luz de las estrellas, el sol y otros objetos no es coherente

Realmente necesitas leer un poco en telescopios y otros sistemas de instrumentos ópticos.
Nuevamente, a pesar de su comentario anterior de saber cómo funcionan, es muy obvio que no comprende los conceptos básicos; de lo contrario, no estaría haciendo las mismas preguntas una y otra vez.

Realice búsquedas en Google sobre trayectorias de rayos ópticos para lentes y telescopios.

aquí hay un punto de partida con imágenes que muestran trayectorias de rayos, etc.
Empiece a investigar un poco más usted mismo.

de nuevo, eso ya ha sido respondido (una sola lente). una lupa hará eso

de nuevo, no, no puede. lee la última sección de mi publicación anterior

Todos los sistemas ópticos que magnifican el objeto que se está viendo son sistemas de campo de visión intrínsecamente estrechos
telescopio, prismáticos, microscopio, cámara
Cuanto mayor sea el aumento, menor será el campo de visión, uno es proporcional al otro

Cuanto más amplio sea el ángulo de visión, digamos que un sistema de lente ojo de pez gran angular para una cámara tendrá una distancia focal muy corta, menos de 20 mm.
y podría tener un campo de visión fácilmente de hasta 180 grados. La parte frontal de la lente estará muy curvada.

¿Leíste mi publicación # 18?
misma respuesta para esta última Q de usted.
¿Entiende por qué la pantalla se ve negra (o del color que elija)?
considere nuevamente por qué una hoja verde se ve verde. TODOS los colores excepto el verde serán absorbidos
¿Puedes entender entonces por qué vas a ver algo entre una pequeña cantidad y nada de luz azul?

¿Leíste mi publicación # 18?
misma respuesta para esta última Q de usted.
¿Entiende por qué la pantalla se ve negra (o del color que elija)?
considere nuevamente por qué una hoja verde se ve verde. TODOS los colores excepto el verde serán absorbidos
¿Puedes entender entonces por qué vas a ver algo entre una pequeña cantidad y nada de luz azul?

Está bien. Reemplacemos las hojas verdes con el azul del cielo o mejor aún ... hagamos que el objetivo se vea como una lámpara fluorescente compacta.

“Hoy en día, hay un aumento en el uso de dispositivos digitales e iluminación moderna, como luces LED y lámparas fluorescentes compactas (CFL), la mayoría de las cuales emiten un alto nivel de luz azul. Las lámparas fluorescentes compactas contienen aproximadamente el 25% de la luz azul dañina y los LED contienen aproximadamente el 35% de la luz azul dañina. Curiosamente, cuanto más frío es el LED blanco, mayor es la proporción de azul. Y para 2020, se estima que el 90% de todas nuestras fuentes de luz serán iluminación LED. Por lo tanto, nuestra exposición a la luz azul está en todas partes y solo está aumentando ''.

Supongamos que había una lámpara fluorescente compacta a 20 metros de distancia. Al usar el binocular 8X viéndolo, ¿su retina recibiría más luz azul que a simple vista? .

No estoy seguro de por qué querría hacer eso, pero sí, las lentes tendrían el efecto de concentrar la luz reunida en un área más pequeña.
Esto aumentaría la intensidad aparente que su ojo ve a través de la óptica en comparación con el ojo desnudo.

¿Tiene la intención de hacer un hábito de mirar luces LED blancas y CFL a través de binoculares? No estoy muy seguro de cuál es el punto que está tratando de hacer

se describió mucho antes en el hilo que las lentes pueden concentrar la luz

No estoy seguro de por qué querría hacer eso, pero sí, las lentes tendrían el efecto de concentrar la luz reunida en un área más pequeña.
Esto aumentaría la intensidad aparente que su ojo ve a través de la óptica en comparación con el ojo desnudo.

¿Tiene la intención de hacer un hábito de mirar luces LED blancas y CFL a través de binoculares? No estoy muy seguro de cuál es el punto que está tratando de hacer

se describió mucho antes en el hilo que las lentes pueden concentrar la luz

Lo pregunto para estar decidido a saber cómo evitar esas luces azules cuando use mis binoculares. Los uso sobre todo durante el día mirando las montañas, el cielo, los pájaros y los edificios. Quiero evitar o atenuar la luz azul que se dispersa desde el cielo hasta llegar a mis ojos.

Se dice que un binocular aumenta la luz. Cuando mires el teléfono celular con pantalla táctil para mirar fotos ... y presiona zoom. no hay luz adicional que no esté allí. En el caso del telescopio. Realmente hay un enfoque de luz ... por lo que el término aumento puede no ser suficiente ... quizás debamos usar otros términos como ... hmm ... amplificación focal a través de la densidad de luz recolectada. Necesito otros ejemplos en los que cuando enfocas algo ... no solo lo magnificas ... sino que también lo amplificas. en el caso de lentes de objetivo. la energía extra para amplificarla proviene de los rayos de luz adicionales en la lente del objetivo ... por lo que el aumento no es exacto.

no invente términos. ya le han dicho varias veces que hay SIN amplificación .
de nuevo . la amplificación requiere la entrada de potencia adicional

¿Qué energía adicional o rayos de luz? . no hay ninguno
lo siento, el resto de lo que escribiste no tiene ningún sentido en el mundo de la física

no invente términos. ya le han dicho varias veces que hay SIN amplificación .
de nuevo . la amplificación requiere la entrada de potencia adicional

¿Qué energía adicional o rayos de luz? . no hay ninguno
lo siento, el resto de lo que escribiste no tiene ningún sentido en el mundo de la física

Creo que puede estar justo arriba. Pero creo que algunos de nosotros nos equivocamos en alguna parte antes.

Es como esto. un binocular de 7x35 ... hay 49X de foco de luz en un punto (comparar con nuestra pupila). Pero está subtiende 7 veces el ángulo de la retina. Entonces. ¡la densidad de luz se reduce en 49x!

Así que realmente no estamos viendo 49X de la intensidad de la luz en el punto focal ... ¡se reduce porque está subtendiendo 7 veces!

Por lo tanto, al mirar una lámpara fluorescente compacta a 20 metros de distancia. No tendrás más intensidad de la luz azul dañando tus ojos. Tiene la misma intensidad que el original. Es correcto o no.

Es posible que tenga un punto en lo que respecta a un solo punto. Eso fue lo que acabo de encontrar en mi último párrafo.
¡Pero tenemos que tener cuidado aquí! si un punto es realmente un punto, algo infinitamente pequeño, ¡¿cómo podemos tener alguna luz de él ?! Digamos que el objeto emite tanta luz por metro cuadrado, ¿cuánta luz emite desde un punto de diámetro cero y área de 0 m 2?
Por otro lado, si el punto tiene un tamaño finito, por pequeño que sea, entonces la luz que emite se enfoca a otro punto de tamaño finito, determinado por el aumento del sistema de lentes. Entonces, la luz puede ser menos o más brillante por unidad de área.

El punto en el que estaba pensando en mi comentario final era que para una fuente muy pequeña como una estrella a años luz de distancia, la luz se enfoca a un punto que debería ser muy pequeño, pero está limitado por difracción a un tamaño mucho más grande que él. debiera ser. Cuando se amplía esta imagen, el punto de la imagen debería ser todavía muy pequeño y todavía estar limitado por la difracción a un tamaño similar. En ese caso, la mayor cantidad de luz recolectada por el telescopio se enfoca en la misma área que la menor cantidad recolectada por nuestro ojo. Entonces la imagen es más brillante.

Cuando abandonamos fuentes muy pequeñas como estrellas distantes y comenzamos a mirar una hoja en un árbol, por ejemplo, ahora obtenemos imágenes cuyos tamaños están determinados por el aumento de las lentes, no solo por la difracción. Habrá una cantidad total de luz de un área determinada del objeto y esta se concentrará o esparcirá sobre el área del área correspondiente de la imagen.

La luz de cualquier punto de la hoja se esparcirá en un disco aireado, cuyo tamaño depende de las propiedades ópticas de todo el sistema, incluido el ojo.

Para un objeto extendido, sí, la imagen a través del telescopio o binoculares tiene el mismo brillo que a simple vista. Para una fuente puntual, como una estrella lejana, el brillo generalmente aumenta, ya que incluso después de ampliar la imagen, el objeto aún no puede resolverse como algo que no sea similar a un punto. (Como explicó Merlín en la publicación n. ° 23)

La hoja no tiene un solo disco aireado. Cada punto de la hoja tiene su propio disco de aire, y como hay un número infinito de puntos, hay un número infinito de discos de aire. Es este patrón superpuesto de discos aireados el que forma la imagen en su retina. Cuando amplifica la imagen de la hoja, amplía el patrón de discos aireados, que difunden la luz.

No necesariamente. Si la lámpara es lo suficientemente pequeña, entonces la ampliación de su imagen no esparcirá mucho la luz, por lo que la intensidad aumentará drásticamente, de manera similar a como actúa una fuente puntual.

Honestamente, si le preocupa que la luz azul dañe su ojo, simplemente compre un filtro que bloquee el azul.

La luz de cualquier punto de la hoja se esparcirá en un disco aireado, cuyo tamaño depende de las propiedades ópticas de todo el sistema, incluido el ojo.

Para un objeto extendido, sí, la imagen a través del telescopio o binoculares tiene el mismo brillo que a simple vista. Para una fuente puntual, como una estrella lejana, el brillo generalmente aumenta, ya que incluso después de ampliar la imagen, el objeto aún no puede resolverse como algo que no sea similar a un punto. (Como lo explicó Merlín en la publicación # 23)

La hoja no tiene un solo disco aireado. Cada punto de la hoja tiene su propio disco de aire, y como hay un número infinito de puntos, hay un número infinito de discos de aire. Es este patrón superpuesto de discos aireados el que forma la imagen en su retina. Cuando amplifica la imagen de la hoja, amplía el patrón de discos aireados, que difunden la luz.

No necesariamente. Si la lámpara es lo suficientemente pequeña, entonces la ampliación de su imagen no esparcirá mucho la luz, por lo que la intensidad aumentará drásticamente, de manera similar a como actúa una fuente puntual.

Honestamente, si le preocupa que la luz azul dañe su ojo, simplemente compre un filtro que bloquee el azul.

No puedo evitar pensar que introducir el disco de Airy en esta discusión no ayuda en absoluto. Estamos en un nivel más básico que eso, en parte relacionado con la definición real de 'Brillo'. Wiki (conveniente pero no al 100%, lo sé) se refiere a él como (R + G + B) / 3, lo que implica que estamos hablando en términos de energía de una subdivisión (píxel) de una imagen u objeto y no el total energía que emite o recibe de él. Las estrellas, al ser fuentes puntuales, tendrán un brillo que es independiente del aumento del telescopio.

Un buen ejemplo de esto es un teleobjetivo bien diseñado para una cámara, en el que el sensor está bien posicionado y la pupila limitante es lo suficientemente grande como para producir una iluminación uniforme del sensor. Pero incluso algunos lentes costosos exhiben viñetas (oscurecimiento de las esquinas de la imagen), que es donde toda la luz fuera del eje no atraviesa la pupila limitante. Es un problema común con los oculares que no puede ver nada si mueve el ojo ligeramente de un lado a otro. Pero, por supuesto, la pupila es mucho más pequeña.
Tengo que preguntar cómo la (s) dirección (es) que está tomando el hilo está ayudando a responder más a la pregunta real en el OP. Creo que hemos abordado satisfactoriamente la cuestión de la ampliación / ampliación. El enlace en el OP en realidad se ocupa de todo esto bastante bien. Quizás leerlo de nuevo (más el enlace de Brillo) solucionaría el problema.

Está bien. Estoy confundido por la diferencia entre fuentes como objeto extendido y fuentes de luz. Esto se debe a que en mi uso diurno de los pájaros rastreadores binoculares en vuelo ... puedo ver muchos rayos de sol ... a veces la luz del sol se refleja en postes y ventanas brillantes ... así que me pregunto cómo aumenta en mi punto focal y afecta mis ojos.

De todas formas. Cuando usas una lupa sobre papel. Se quema ... también se quema porque el disco aireado tiene mucha intensidad de luz o es porque la luz del sol se extiende a un área grande en el papel. Supongo que es el primero. ¿No es así? ¿Hay una prueba de esto donde los papeles son detectores? De todas formas. Aprendí en este hilo que hay una diferencia entre fuentes como objetos extendidos (como hojas) y fuentes de luz (luz solar reflejada en los postes, etc.). que no está en el enlace web original.


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Publicado por Robin Vann a las 18:38 el 05 de septiembre de 2010

Me está pasando algo que no había visto antes cuando colimo mi newtoniano con un colimador de Cheshire. según el diagrama de la derecha, pero con una diferencia las retículas exteriores del colimador están ligeramente desplazadas hacia la izquierda, solo muy ligeramente. ¿Esto indica que necesito modificar algo o no debería preocuparme? Gracias de antemano, Robin Vannp.s. Ahora he separado los diagramas como se mencionó anteriormente, ya que el tema está muerto.

Publicado por David Mottershead a las 19:47 el 06 de septiembre de 2010

Hola, ha pasado un tiempo desde que tuve un newtoniano, pero desde cuando lo hice, si realmente es muy leve, y me refiero a muy ligero, entonces sugeriría que no hay nada de qué preocuparse. ¿Cómo aparecen los anillos de Airy en una prueba de estrellas? ¿Son los objetivos como Júpiter claros, nítidos y nítidos a través de un rango de aumentos? Nuevamente, si todo se ve bien, entonces no me preocuparía.


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