Resolvendo Poder De Telescópio É Mais Alto Forex

Índice do capítulo nesta janela 151 151 Índice do capítulo na janela separada Este material (incluindo imagens) é protegido por direitos autorais. Veja o meu aviso de direitos autorais para práticas de uso justo. Selecione as fotografias para exibir a fonte original em outra janela. Outro poder importante de um telescópio é a capacidade de nos fazer ver detalhes muito pequenos e ver imagens nítidas. Este é o seu poder de resolução. Os objetos que estão tão próximos no céu que se desfazem em uma única gota são facilmente vistos como objetos separados com um bom telescópio. O poder de resolução é medido no ângulo mais baixo absoluto que pode ser resolvido. O ângulo resolvível mínimo absoluto (menor detalhe visível) em segundos de arco 252,000 215 (comprimento de onda de observação) (diâmetro do objetivo). O comprimento de onda e o diâmetro devem ser medidos nas mesmas unidades de comprimento (isto é, comprimento de onda e diâmetro de objetivo dado em metros ou ambos em nanômetros). Um telescópio com uma segunda resolução de arco poderia ver um centavo de cerca de 3,7 quilômetros de distância. Os telescópios modernos são capazes de contar o número de linhas no cabelo do presidente Roosevelts em um centavo a essa distância. O desejo é fazer o menor possível. Isso pode ser feito tornando o comprimento de onda de observação pequeno (por exemplo, use UV em vez de luz visível) ou fazendo com que o diâmetro objetivo seja grande. Outra maneira de entendê-lo é as ondas mais que podem ser embaladas no objetivo, quanto mais informações detecta o telescópio e, portanto, quanto mais detalhada a imagem é. Um telescópio de 40 centímetros tem duas vezes a resolução de um telescópio de 20 centímetros no mesmo comprimento de onda de observação (para o telescópio de 40 centímetros é a metade do telescópio de 20 centímetros). No entanto, as flutuações na atmosfera geralmente mancharão as imagens em uma bolha difusa sobre um arco segundo ou mais, de modo que a resolução geralmente é limitada à resolução a partir de um telescópio de 12,5 centímetros no chão. Discutirei o efeito de atmosferas nas imagens mais na outra seção e maneiras de compensá-la. O desejo de maior poder de resolução é a principal razão pela qual os telescópios de rádio são tão enormes em comparação com as suas contrapartes ópticas. Os comprimentos de ondas de rádio são GRANDES, de modo que o radiotelescópio deve ser GRANDE para obter um poder de resolução decente (e também para aumentar a intensidade do sinal das ondas de rádio de baixa energia - poder de coleta de luz). O telescópio Keck de 10 metros é considerado um telescópio óptico muito grande. No entanto, é facilmente aniquilado pelo enorme telescópio de Arecibo de 305 metros no Observatório de Arecibo. Uma imagem desse telescópio é mostrada à esquerda. Este telescópio foi construído em um vale natural em forma de tigela em Porto Rico. Clicando na imagem mostrará o telescópio de outras perspectivas. Outra maneira de aumentar a resolução é conectar os telescópios para fazer um interferômetro. As ondas de rádio de um objeto atingem cada telescópio no interferômetro em momentos ligeiramente diferentes, de modo que as ondas estão fora de sincronia umas com as outras. Conhecendo as distâncias entre os telescópios e a falta de sincronia das ondas, os sinais podem ser combinados eletronicamente para criar uma imagem de resolução excepcional. A imagem tem a mesma nitidez que uma tomada por um único instrumento que se estenderia de uma extremidade do interferômetro para o outro. O poder de coleta de luz é igual à soma dos poderes de recolha de luz de cada telescópio individual. Para saber mais sobre os princípios da interferometria, veja NASAJPLs Origins Explorers cartoon. Um exemplo espetacular de tal sistema é o Very Large Array mostrado aqui. Este telescópio é composto de 27 pratos de rádio, cada um com 25 metros de diâmetro, em uma trilha em forma de Y. Totalmente estendido, a matriz muito grande tem 36 quilômetros de diâmetro e tem uma resolução de cerca de um segundo de arco (dependendo do comprimento de onda do rádio). Possui o poder de coleta de luz de um telescópio de 130 metros. As visualizações aéreas são mostradas abaixo. Outro exemplo é o Australia Telescope Compact Array fora de Narrabri. Seis pratos de 22 metros podem ser colocados em uma matriz de 6 quilômetros de diâmetro. Uma visita fotográfica do site está disponível aqui. O Very Long Baseline Array é um interferômetro enorme que usa dez telescópios colocados em sites do Havaí para as Ilhas Virgens (veja o mapa abaixo). Este telescópio é de 8,6 mil quilômetros de diâmetro e tem uma resolução de 0.0002 segundos. Com uma resolução de cerca de 50 vezes melhor que o Telescópio espacial Hubble, é capaz de detectar recursos tão pequenos como o sistema solar interno no centro da nossa galáxia, A cerca de 27 mil anos-luz de distância. Os astrônomos estão construindo radiotelescópios no espaço que trabalham em conjunto com radiotelescópios terrestres para fazer interferômetros muito maiores que a Terra (veja também o site Orbiting VLBI). Outros grandes arrays de radiotelescópio incluem o Australian Square Kilometer Array Pathfinder (ASKAP), composto por 36 antenas idênticas, cada 12 metros de diâmetro no oeste da Austrália e Atacama Large Millimetersubmillimeter Array (ALMA) a mais de 16.500 pés (5000 metros) no deserto de Atacama No Chile. A ALMA é feita de 33 antenas até agora e aumentará para 66 antenas totais no ano 2013, com 54 delas com 12 metros de diâmetro e 12 delas com 7 metros de diâmetro em uma matriz de 14 quilômetros de diâmetro. ALMA e ASKAP são grandes projetos internacionais. Os astrônomos também estão conectando telescópios ópticos para aumentar seu poder de resolução. Dois bons exemplos são o Interferômetro Keck em Mauna Kea, Havaí e o Interferômetro de Grande Telescópio do Observatório Paranal no Cerro Paranal, no Deserto de Atacama, no norte do Chile. Sites para o Very Long Baseline Array --- uma matriz de 8600 km na última atualização: 5 de outubro de 2012 Esta página é uma cópia do Strobels Astronomy NotesTelescope Equations Resolvendo o poder de uma luz de padrão de interferência do telescópio, como você pode saber, viaja no formulário De ondas. Quando as ondas passam pela abertura do seu telescópio, a interrupção faz com que as ondas entrem. Onde as ondas cruzadas combinam de pico a pico e reduzem a calha, as ondas se reforçam e ficam brilhantes. Onde os picos de uma onda atingem as calhas do outro, eles se cancelam e escurecem. O padrão escuro e leve resultante é chamado de padrão de interferência. Ondas, vindo da esquerda e passando por um buraco. Observe como as ondas que atravessam o buraco são mais brilhantes e, à medida que o ângulo da linha central vai para cima ou para baixo, você pode ver as ondas ficarem mais sombrias e brilhantes. Esse é o padrão de interferência. O buraco representa a abertura do seu telescópio. Então, agora, no caso do seu telescópio, a abertura circular do telescópio cria um padrão de interferência circular. Por causa desse padrão de interferência, quando você faz uma imagem de uma estrela, NÃO se concentra em um ponto perfeito. Em vez disso, ele se concentra em um disco e, se você definir seu telescópio para alta ampliação e examinar a imagem com cuidado, você pode ver que há um disco com anéis fracos em torno dele - esse é o padrão de interferência causado pela abertura circular Do seu telescópio. Na verdade, este é um padrão de interferência especial e tem um nome especial - o disco Airy - chamado de Sir George Biddell Airy, um astrônomo inglês que descreveu esse padrão matematicamente em 1834. Imagem idealizada do disco Airy