Astronomie

K pozorování prstenců Saturnu je zapotřebí minimálního dalekohledu

K pozorování prstenců Saturnu je zapotřebí minimálního dalekohledu


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Jsem naprostý nováček. Moje dcera má ráda Saturn. Jelikož je Saturn tak blízko, myslel jsem si, že je ten správný čas si to prohlédnout s ní.

Jaké jsou minimální potřebné specifikace dalekohledu?

Aktualizace: Lze odpovědi zodpovědět z hlediska zvětšení? Nebo specifikace?


Velké dalekohledy už jsou dost. Pokud nějaké doma máte, vyzkoušejte je. Na naší nedávné veřejné osvětové akci jsme měli na nich 20násobné zvětšení.

Potřebujete relativně těžkou montáž, nebo alespoň máte připevnitelnou váhu na stativ. To je nutné, abyste tlumili otřesy držáku, což může vážně ovlivnit zážitek ze sledování. Nebylo by neobvyklé, kdyby hora byla dražší než dalekohled.
Také konektor mount-to-binoculars by měl být nějakým chytrým designem, protože možná budete chtít skenovat po obloze, tj. Během gobservací tak často měnit orientaci dalekohledu o několik stupňů.

Pokud však nechcete používat dalekohled, pak jsou dalekohledy se zvětšením ~ x100 bezpečnou sázkou pro jasné objekty. Pokud chcete pozorovat slabé objekty, musíte myslet také na průměr dalekohledu, zorné pole,…
U dalekohledů existuje také problém, že malé děti často nedokážou správně prohlížet jednookými kousky dalekohledu nebo nedokážou zpracovat pokyny jako „držte oči dvěma prsty od sledovaného předmětu“ a pak hlásí, že nic nevidí. To je u dětí s běžným dalekohledem podstatně snazší.


Mám starý dalekohled Focal refractor, který KMart prodal zpět na konci 70. let. Má ohniskovou vzdálenost 600 mm a průměr 50 mm. Jediný okulár, který má, je 12 mm.

Vidím s ním Saturnovy prstence a vidím drobné skvrny, které jsou jasnějšími měsíci.

Pro tento dalekohled jsem vytvořil adaptér pro webovou kameru a vytvořil jsem snímek Saturnu s dalekohledem a kamerou:

Ne moc působivé, ale ty umět vidět, že má prsteny. (Ano, barva je zvednutá a je nejasná. Je obtížné dosáhnout správného zaostření a barvy při ručním pronásledování pohybující se planety pomocí dalekohledu s montáží Alt-Azimuth.)


600mm ohnisková vzdálenost s 12mm okulárem je 50x výkon.

Průměr 55 mm je smidge přes 2 palce (2 a 5/32 palce).

Budete potřebovat refraktor o průměru 50 x 2 palce.

Při 50násobku se Saturn bude zdát velmi malý - jako průměr olova tužky viděný ze vzdálenosti několika palců.

Aby to vypadalo větší, potřebujete více energie, ale také objektiv s větším průměrem.


Mám refraktor s ohniskovou vzdáleností 500 mm a průměr objektivu je asi 90 mm, takže jsem na ranní obloze poprvé sledoval prstence Saturn. Při použití 3x Barlowova objektivu a Kellnerova oka s 20 mm je zoom 75x (3 * 25). Minimální zoom Z, který je vhodný pro řešení refraktoru 11,7 "/ D [cm], pracuje při (D [v cm] * 60") / 11,7 "

D znamená průměr refraktoru [cm] "znamená obloukové sekundy

Pozdravy

Thomas


Minimální zvětšení, aby bylo vidět, že Saturn je prstencový / Cassiniho dělení

Vyzkoušel jsem nový dalekohled a při (konečně) nějakém slušném vidění bylo překvapeno, jak malé zvětšení jsem potřeboval, abych viděl, že Saturn je prstencový. Rozhodl jsem se tedy asi před čtrnácti dny (15. září 2020) přesně otestovat, jaké zvětšení k tomu potřebuji, a také vidět divizi Cassini.

Použité dalekohledy

1. Můj nový dalekohled je Altair 72mm f / 6 EDF De-luxe se zkušebním certifikátem ukazujícím Stehl 0,95.

2. Také jsem vytvořil starý optický dalekohled Opticron 22x60, který jsem použil pro pozorování ptáků.

Další parametry

Pozoroval jsem celkem 90 minut, půl před a půl poté, co Saturn dosáhl poledníku ve 20.46 místního času. Maximální výška pro mě ve Velké Británii byla 15,3 stupňů. Vzhlédl jsem, že prsteny jsou aktuálně nakloněné v úhlu 21,5 stupňů. Vidět bylo 4/5, občas o něco lepší.

Zoom Svbony 7-21 mm (údajně identický s novým zoomem Orion Explorer řady E)

Postřehy

S přiblíženými okuláry jsem mohl mít jakékoli zvětšení v jejich dosahu, abych mohl získat přesnější pozorování pro tento experiment. Začal jsem s nejnižší silou, protože jsem cítil, že by to minimalizovalo jakékoli předem vytvořené nápady.

Baaderův zoom 24mm / 18x zvětšení. Viděl, že Saturn má „uši“, ale neviděl prsten, ani ve chvílích lepšího vidění.

Vixen LVW 22mm / 19,6x zvětšení. Viděl, že Saturn má „uši“, ale neviděl prsten, ani ve chvílích lepšího vidění.

Baaderův zoom 21 mm / 20,6x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění. Toto bylo minimální zvětšení, které jsem dokázal zvládnout.

Svbony zoom 21mm / 20,6x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění. Toto bylo minimální zvětšení, které jsem dokázal zvládnout.

60mm Opticron spotter 22x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění.

Baaderův zoom 16mm / 27x zvětšení. Toto je jedna ze zarážek kliknutí na Baaderově přiblížení. Nezkoušel jsem žádné ohniskové vzdálenosti mezi 16 a 21 mm. Při 16 mm / 27x jsem po celou dobu jasně viděl prsten.

Baaderův zoom na 8 mm s odpovídajícím 2,25x Barlowem. Zvětšení 121x. Divizi Cassini jsme neviděli ani ve chvílích lepšího vidění. Při tomto zvětšení se obraz začal zhoršovat, ai když jsem mohl přidat prodlužovací trubice, abych získal ještě větší zvětšení, cítil jsem, že by to byla ztráta času, zejména proto, že to bylo pozdě v relaci a Saturn byl stále nižší.

Mám velmi ostrý zrak, testováno v 6/4 (= věřím v USA 20/12). I když můj zrak je ostřejší než průměr, moje tmavě přizpůsobená velikost zornice je v průměru jen 4,5 mm, což znamená, že nevidím tak slabé hvězdy jako moje žena. Se sférickou korekcí -4,00 v mém dominantním oku mám poměrně vysoký stupeň krátkozrakosti (krátkozrakost) a mírné množství astigmatismu. Pozoroval jsem jak s brýlemi, tak i bez, ale s korektorem astigmatismu Televue Dioptrx. Také jsem otestoval svoji úroveň astigmatismu pomocí 2 různých sil Dioptrxu. Můj recept na denní astigmatismus je pro korekci 0,75, ale 1,00 Dioptrx byl jasně, ale ne výrazně lepší. Úhel, kterým jsem otočil Dioptrx, významně změnil.

Přesné zaostření mělo velký vliv na množství detailů, které jsem viděl. Altair má velmi dobrý duální rychlostní zaostřovač a pastorek, zatímco Opticron je také duální rychlost se dvěma samostatnými zaostřovači. Oba případy vyžadovaly časté malé korekce, protože vidění se měnilo, možná spíše kvůli nízké nadmořské výšce.

Byl jsem překvapen a poněkud zklamaný, že 22mm Vixen LVW nebyl tak ostrý, jako když Baader nebo Svbony zvětšují při stejném zvětšení. Bylo to však velmi pohodlné a mělo to mnohem širší zorné pole. Na druhou stranu jsem byl příjemně překvapen svbonyským zoomem. Bylo to stejně dobré na ose při f / 6 jako Baaderův zoom, ale ne tak dobré mimo osu a mělo menší zorné pole. Ani zvětšování Baader ani Svbony pro mě nejsou povrchní, ale to může být můj nedostatek ubytování s postupujícími roky. Také mě potěšila ostrost pozorovače Opticron 22x60.

Takže pro mě v těch nočních podmínkách bylo vidět, že Saturn měl navzdory nízké nadmořské výšce prsten o něco více než 20násobném zvětšení. Přesto i přes něco přes 120x jsem neviděl Cassiniho divizi, i když Saturn byl ještě nižší.

Coopman č. 2

Galileo poznamenal, že Saturn měl „uši“. Jeho rozsah nebyl dostatečný, aby rozeznal výstupky jako prsteny. 20x zní správně. Samozřejmě také máte předběžné znalosti, že tam prsteny jsou.

# 3 Michael Covington

Udělali jste několik velmi zajímavých pozorování. Měli byste je porovnat s historickými pozorováními Saturnu (např. V Sheehan's Planety a vnímání) a napište o tom článek nebo něco takového. Překlenuli jste propast mezi časnými a našimi dalekohledy.

# 4 SiriusLooker

Pěkný podrobný přehled .. Je smutné, že jste se tak na sever chystali pro prohlížení planet v současnosti, kromě Marsu na vyšší úrovni. Mám několik objektivů Svbony a také jsem ohromen jejich kvalitou .. Nemám jejich zoom objektiv. Mohu se zeptat, jestli má zarážku kliknutí na každé z ohniskových vzdáleností, jakou má objektiv se zoomem Baader?

# 5 Howardcano

Jsem asi na 39 stupňů na sever. Jen před pár dny byla divize Cassini v mém 102mm ED refraktoru snadná a zjevná stokrát. Pokud dostanu šanci, uvidím, jak nízko mohu jít.

Upraveno howardcano, 1. října 2020 - 12:27.

# 6 sg6

Moje jediná otázka / obava by bylo dostat 120x s 72mm ED.

Ano, znám různá „pravidla“ zvětšení a také vím, že většina není přesně pravidlo ani přesná.

Aspekt „Deluxe“ se jeví jako nesmyslný, je mechanický a s optikou nemá nic společného - rotátor fotoaparátu, rotátor zaostřování, vyšší kroužky nebo rybinka optiku nezlepší.

Jen si pomyslete, že kdybyste zkusili 120x na oboru snadno schopném říci 160x až 180x, možná jste viděli Cassini na 120x.

Svým způsobem je to jako moje analogie s auty: Pokud chcete ten, který dokáže 100 km / h, koupíte ten, který je schopný 140 km / h, ne ten, který říká 105 km / h, nebo dokonce 110 km / h. Auto s rychlostí 105 až 110 km / h dosáhne rychlosti 90 km / h, druhá bitva bude těžší.

# 7 Redbetter

To se nebude blížit k limitům v 15 stupňové nadmořské výšce. I když bylo vidění tak nízké, že je tak nízké, člověk se musí potýkat se spoustou atmosférické chromatické disperze. Vzhledem k vidění a chromatické disperzi není ani 30 stupňů pro takové věci tak skvělé.

Cassiniho rozdělení je vidět až

40 mm clony. Za slušné noci jsem to udělal s jednoduchým achro 80 f / 5 zastaveným až na

43 mm. Jiní uvedli, že to viděli na 40 mm. Považuji to za přímé pro AT72EDII při dobrém vidění, ale Saturn v 15stupňové výšce nepozoruji.

Vzpomínám si, že jsem provedl nějaké testování clony, která zastavila 70 mm achro se špatnou optikou, abych zjistila, co je potřeba k tomu, abychom viděli Jupiterův SEB a NEB. U tohoto rozsahu se zastaví až na 20 mm

17x byl o minimálním účinném kombu z toho, co si pamatuji. Detekce prstenců Saturnu, že mají nějakou formu tvaru rukojeti džbánu, měla podobná omezení.

Velkým omezením pro pozorovatele, pokud jde o malé zvětšení jasných objektů, je jakýkoli astigmatismus v oku, i když je velmi mírný. Proč? Protože astigmatismus vytváří zvyšující se oslnění / rozmazání, jak se zvyšuje výstupní pupila. U jasných předmětů dávám přednost udržování zornice pod asi 3 mm, ostatní budou mít své vlastní limity. Stává se trochu optimalizací najít nejlepší kombinaci clony (rozlišení), výstupní pupily a zvětšení pro oko jednotlivce a samotný cíl.

# 8 philip

Bohužel Saturn je v atmosféře níže. Nezískáte tedy potřebný slušný výhled. Moje větší oborová divize se objevuje s dobrou oblohou docela dobře.

Váš dalekohled má o něco kratší ohniskovou vzdálenost, protože f / 8 a vyšší mají výhodu.

Před lety měl Swift 65 mm, ale byl blíže f / 10. Připomeňme, že vidíme divizi, která není nedotčená, měla velmi slušné zvětšení v rozsahu 130x. O Swift bylo známo, že má velmi slušnou optiku, kterou mohu ověřit.

Snažte se alespoň 120krát, protože obloha se může každou noc ohromně lišit.

Můžete experimentovat s dalšími okuláry, shledávám, že většina orthos funguje dobře za velmi slušné ceny, vzhled dírkové dírky může ve skutečnosti pomoci s problémy s astigmatismem. Měl jsem letos před a všiml jsem si lepších pohledů na menších okulárech výstupní pupily.

Opět se nevzdávejte, několik výletů může být vše, co potřebujete.

# 9 Voyager 3

Vyzkoušel jsem nový dalekohled a při (konečně) nějakém slušném vidění bylo překvapeno, jak malé zvětšení jsem potřeboval, abych viděl, že Saturn je prstencový. Rozhodl jsem se tedy asi před čtrnácti dny (15. září 2020) přesně otestovat, jaké zvětšení k tomu potřebuji, a také vidět divizi Cassini.

Použité dalekohledy

1. Můj nový dalekohled je Altair 72mm f / 6 EDF De-luxe se zkušebním certifikátem ukazujícím Stehl 0,95.

2. Také jsem vytvořil starý optický dalekohled Opticron 22x60, který jsem použil pro pozorování ptáků.

Další parametry

Pozoroval jsem celkem 90 minut, půl před a půl poté, co Saturn dosáhl poledníku ve 20.46 místního času. Maximální výška pro mě ve Velké Británii byla 15,3 stupňů. Vzhlédl jsem, že prsteny jsou aktuálně nakloněné v úhlu 21,5 stupňů. Vidět bylo 4/5, občas o něco lepší.

Zoom Svbony 7-21 mm (údajně identický s novým zoomem Orion Explorer řady E)

Postřehy

S přiblíženými okuláry jsem mohl mít jakékoli zvětšení v jejich dosahu, abych mohl získat přesnější pozorování pro tento experiment. Začal jsem s nejnižší silou, protože jsem cítil, že by to minimalizovalo jakékoli předem vytvořené nápady.

Baaderův zoom 24mm / 18x zvětšení. Viděl, že Saturn má „uši“, ale neviděl prsten, ani ve chvílích lepšího vidění.

Vixen LVW 22mm / 19,6x zvětšení. Viděl, že Saturn má „uši“, ale neviděl prsten, ani ve chvílích lepšího vidění.

Baaderův zoom 21 mm / 20,6x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění. Toto bylo minimální zvětšení, které jsem dokázal zvládnout.

Svbony zoom 21mm / 20,6x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění. Toto bylo minimální zvětšení, které jsem dokázal zvládnout.

60mm Opticron spotter 22x zvětšení. Viděl prsten ve chvílích lepšího vidění.

Baaderův zoom 16mm / 27x zvětšení. Toto je jedna ze zarážek kliknutí na Baaderově přiblížení. Nezkoušel jsem žádné ohniskové vzdálenosti mezi 16 a 21 mm. Při 16 mm / 27x jsem pořád jasně viděl prsten.

Baaderův zoom na 8 mm s odpovídajícím 2,25x Barlowem. Zvětšení 121x. Divizi Cassini jsme neviděli ani ve chvílích lepšího vidění. Při tomto zvětšení se obraz začal zhoršovat, ai když jsem mohl přidat prodlužovací trubice, abych získal ještě větší zvětšení, cítil jsem, že by to byla ztráta času, zejména proto, že to bylo pozdě v relaci a Saturn byl stále nižší.

Mám velmi ostrý zrak, testováno v 6/4 (= věřím v USA 20/12). I když můj zrak je ostřejší než průměr, moje tmavě přizpůsobená velikost zornice je v průměru jen 4,5 mm, což znamená, že nevidím tak slabé hvězdy jako moje žena. Při sférické korekci -4,00 v mém dominantním oku mám poměrně vysoký stupeň krátkozrakosti (krátkozrakost) a mírné množství astigmatismu. Pozoroval jsem jak s brýlemi, tak i bez, ale s korektorem astigmatismu Televue Dioptrx. Také jsem otestoval svoji úroveň astigmatismu pomocí 2 různých sil Dioptrxu. Můj recept na denní astigmatismus je pro korekci 0,75, ale 1,00 Dioptrx byl jasně, ale ne výrazně lepší. Úhel, kterým jsem otočil Dioptrx, významně změnil.

Přesné zaostření mělo velký vliv na množství detailů, které jsem viděl. Altair má velmi dobrý zaostřovač se dvěma rychlostmi a pastorkem, zatímco Opticron má také dvojí rychlost se dvěma samostatnými zaostřovači. Oba případy vyžadovaly časté malé korekce, protože vidění se měnilo, možná spíše kvůli nízké nadmořské výšce.

Byl jsem překvapen a poněkud zklamaný, že 22mm Vixen LVW nebyl tak ostrý, jako když Baader nebo Svbony zvětšují při stejném zvětšení. Bylo to však velmi pohodlné a mělo to mnohem širší zorné pole. Na druhou stranu jsem byl příjemně překvapen svbonyským zoomem. Bylo to stejně dobré na ose při f / 6 jako Baaderův zoom, ale ne tak dobré mimo osu a mělo menší zorné pole. Ani zvětšování Baader ani Svbony pro mě nejsou povrchní, ale to může být můj nedostatek ubytování s postupujícími roky. Také mě potěšila ostrost pozorovače Opticron 22x60.

Takže pro mě v těch nočních podmínkách bylo vidět, že Saturn měl navzdory nízké nadmořské výšce prsten o něco více než 20násobném zvětšení. Přesto i přes něco přes 120x jsem neviděl Cassiniho divizi, i když Saturn byl ještě nižší.


Jaký typ dalekohledu je nejlepší pro pozorování galaxie Andromeda?

Andromedu je obtížné podrobně pozorovat kvůli její velké velikosti na obloze. Ve skutečnosti, pokud chcete pozorovat Andromedu jako celek, je nejlepší nízkoenergetický širokoúhlý okulár. Ve skutečnosti můžete získat docela dobrý výhled pomocí velmi dobrého dvojice velkých dalekohledů.

Refrakční dalekohledy jsou obecně velmi dobré pro planetární pozorování a reflexní dalekohledy bývají lepší pro astronomii hlubokého nebe. Pamatujte, že množství světla, které může dalekohled sbírat, zvýší množství detailů, které můžete vidět, takže dalekohledy se širší aperturou jsou teoreticky lepší pro pozorování galaxie Andromeda. Větší dalekohledy však mohou začít být docela nákladné a může být obtížné je transportovat.

Pětipalcový dobsoniánský dalekohled poskytne (za jasné noci daleko od světelného znečištění) dostatek detailů, aby začal rozeznávat spirální ramena, ale nikdy nezískáme stejné úžasné snímky, jaké vidíme z vesmírných observatoří, jako je Hubbleův vesmír Dalekohled.

Odpověděla Sophie Allen z Národního vesmírného centra


Pozorování tipů

Když získáte nový dalekohled nebo oprášíte starý, otevře se vám fantastický svět pozorování. V planetáriu a observatoři Univerzity Františka Mariona se vždy snažíme pomoci amatérskému astronomovi vytěžit ze svého dalekohledu maximum. Níže naleznete několik dobrých rad od jednoho z našich zaměstnanců amatérských astronomů, Františka Parnella. Doufáme, že vám to pomůže užít si svůj nový koníček. Pro další informace o prohlížení doporučujeme Sky and Telescope Magazine a Astronomy Magazine pro přehledné hvězdné mapy a měsíční sledovací sloupce.

Atmosférické podmínky

Kdykoli se díváme na objekty na obloze, díváme se skrz silnou vrstvu plynů, zemskou atmosféru. Tato atmosféra je vždy v pohybu, některé noci více než jiné. Termín "vidění„, jak jej používají astronomové, se používá k popisu stabilnosti atmosféry během pozorování. Pokud je atmosféra klidná, vidění je dobrýa hvězdy a planety budou svítit stálým světlem. Vytvoří se malá turbulence ve vzduchu průměrný vidět, s trochou záblesků hvězd. Planety obvykle neblikají tolik jako hvězdy, takže mohou být stabilní. Špatný vidět je, když je efekt blikání velmi patrný pro hvězdy a planety.

Vidění je problém zejména při prohlížení planet. Prach a turbulence v atmosféře vám zabrání vidět jasně objekt, který je blízko horizontu. Nechte ji vystoupit do nejméně 25 stupňů nadmořské výšky, abyste získali lepší výhled.

Chcete-li vidět podrobnosti na planetách, chcete použít velké zvětšení. To však nejen zvětšuje obraz planety, ale také zvyšuje nestabilitu atmosféry. Čím více obrázek zvětšíte, tím více bude tančit a bude rozmazaný. Jakkoli se to zdá divné, mlhavá letní obloha znamená klidný vzduch a dobrý výhled na planetu.

Dalekohled

Primárním účelem dalekohledu je sbírat světlo ze slabých předmětů. Čím větší je průměr primární čočky nebo zrcadla, tím více světla se nashromáždí a tím lepší obraz uvidíte. K efektivnímu a příjemnému sledování tedy potřebujete dalekohled o průměru nejméně 3 palce. Na druhé straně okulár jednoduše zvětší obraz. Měli byste zvolit okulár, který vám poskytne nejlepší obraz.

Výběr okuláru

Váš dalekohled mohl mít několik okulárů, každý s jiným zvětšením. Okuláry jsou označeny ohniskovou vzdáleností, obvykle v milimetrech (mm). Čím větší je ohnisková vzdálenost, tím menší je zvětšení. Chcete-li vypočítat skutečné zvětšení, rozdělte ohniskovou vzdálenost okuláru na ohniskovou vzdálenost dalekohledu. Například 40 mm okulár na dalekohledu s ohniskovou vzdáleností 1200 mm vyprodukuje zvětšení 1200/40 = 30x nebo 30 výkonů.

Protože každá noc je jiná, měli byste při zahájení prohlížení vždy začít s okulárem s nejmenším zvětšením (největší ohniskovou vzdáleností). Pokud je pohled dobrý, zkuste další větší zvětšení. V určitém okamžiku si všimnete, že se obrázek při zvětšení zvětšuje. Je to částečně způsobeno zvětšenou turbulencí a částečně tím, že přijímáte stejné množství světla a rozprostíráte ho na větší obrázek, čímž vytváříte slabší pohled.

Čím větší je průměr hlavního objektivu nebo zrcadla (v závislosti na typu vašeho dalekohledu), tím větší zvětšení můžete použít. Teoreticky je maximální užitečné zvětšení pro dalekohled 50x na každý palec průměru objektivu nebo zrcadla dalekohledu. Třípalcový refraktor by pak měl maximální užitečné zvětšení 3krát 50krát nebo 150krát (150x).

Kvůli typickým atmosférickým podmínkám zřídka použijete kdekoli v blízkosti tohoto vysokého výkonu. Obvyklým pravidlem je: „Nepoužívejte více energie, než umožňuje atmosféra.“ Amatérští astronomové vědí, že někdy v noci budete moci používat okulár se středním výkonem (25x až 30x), ale většinu nocí můžete použít pouze okulár s nízkým výkonem (10x až 20x na palec). Ty noci, které umožňují vysokou moc, například 40x až 50x, nechodí často, takže si je užívejte, když můžete.

Filtry okuláru

Pro pokročilejší pozorovatele je velmi užitečná sada barevných filtrů okuláru. Snižují oslnění a přinášejí jemné detaily při prohlížení planet. U větších dalekohledů může základní sada obsahovat # 12 žlutá, # 23A červená, # 58 zelená a # 80A modrá. U dalekohledů menších než 8 palců zajistí světlejší odstíny sada světlejších odstínů. Vhodné filtry by byly # 8 žlutá, # 21 oranžová, # 56 světle zelená a # 82A bledě modrá. Specifická použití těchto filtrů jsou vysvětlena níže.

Pohled na Měsíc

Nejjasnějším nočním objektem na obloze je měsíc. Dalekohled jakékoli velikosti odhalí působivou a drsnou krajinu velkých i malých kráterů, pohoří, hlubokých údolí, měsíčních „moří“ a mnohem více. Větší dalekohledy s vyšší výkonovou schopností lze použít k úplnějšímu prozkoumání kráterů. Pozorováním noci za nocí, jak Měsíc prochází svými fázemi, můžete sledovat, jak se pomalu postupující východ slunce dostává do vnitřků těchto kráterů. Dávejte pozor, aby se ve tmě objevovaly vrcholky hor, jak sluneční světlo osvětluje jejich vrcholy. Studujte „moře“, což jsou obrovské lávové proudy vytvořené před 3 ½ miliardami let.

Nejhorší doba pro prohlížení měsíce je úplněk. V této fázi svítí slunce přímo na Měsíc a je zde jen málo stínů. Bez stínů je vidět jen málo detailů. Nejlepší časy pro pozorování Měsíce v podvečer jsou od krátce po novoluní do zhruba dvou dnů po první čtvrtině, tedy zhruba týden. Na ranní obloze pohled z přibližně dvou dnů před poslední čtvrtinou na téměř nový měsíc, opět asi týden. Během těchto časů jsou stíny delší a rysy vynikají v ostrém reliéfu, zejména podél zakončení, čáry, která odděluje osvětlenou část od tmavé části. Během fáze půlměsíce budete také chtít pozorovat „zemský svit“ na neosvětlené části. Toto je sluneční světlo odrážející se od Země a na Měsíc.

Měsíc je tak jasný, že jas může být problém. Použijte okulár s vyšším výkonem, aby byla viditelná menší část měsíce, nebo použijte žlutý filtr č. 12, modrý filtr č. 80A nebo filtr neutrální hustoty ke snížení oslnění a zvýraznění detailů.

Prohlížení planet

Rtuť nikdy se nedostane daleko od slunce na naší obloze, takže může být velmi obtížné ho najít a pozorovat. To je nejlépe vidět na jaře při západu slunce nebo na podzim při východu slunce, když je v maximálním prodloužení. To znamená, že je tak daleko od slunce, jak se může dostat na naši oblohu. V nejlepším případě je to jen 28 stupňů, takže ho musíte hledat, než se slunce dostane příliš daleko pod horizont. Neočekávejte, že v tomto nízkém úhlu uvidíte nějaké detaily kvůli atmosférickému zkreslení. S třípalcovým nebo větším dalekohledem může být oranžový filtr č. 21 užitečný při sledování fází planety.

Venuše je nejjasnější ze všech planet a ukazuje fáze stejně jako náš měsíc a Merkur. Kvůli jeho oslnivě bílé barvě je někdy lepší jej zobrazit těsně po západu slunce nebo těsně před východem slunce, když je obloha stále poměrně světlá. K vylepšení vzhledu lze použít modrý filtr # 80.

MarsRudá planeta je velmi malá, má zhruba poloviční velikost než Země, a tak v dalekohledu ukazuje jen málo detailů. Nejvhodnější doba pro zobrazení je v opozici, když je planeta blízko Země a tedy největší v dalekohledu. V tomto okamžiku je vidět nějaký detail. Použijte červený filtr # 23A ke zvýšení kontrastu mezi světlejšími pláněmi a tmavšími oblastmi. Zmrazené polární ledové čepičky vynikají zeleným filtrem # 58 nebo modrým filtrem # 80A. Disk Marsu je malý, takže k pozorování zajímavých vlastností je nutný šestipalcový reflektor nebo dobrý třípalcový refraktor. Při nadprůměrném vidění vyzkoušejte 150 výkonů na třech palcích, 200 výkonů na šestipalcových a 250 výkonů na osmipalcovém dalekohledu.

Jupiter má spoustu práce, aby zvědavého pozorovatele zaneprázdnil. Několik pásů temných mraků a světlejších zón paralelně s rovníkem. Velkou rudou skvrnu, hurikán větší než Země, lze vidět za ideálních podmínek. Čtyři velké měsíce Jupitera, Callisto, Ganymede, Europa a Io vypadají jako malé hvězdné body seřazené po obou stranách Jupiteru. Můžete snadno sledovat jejich pohyb po planetě z noci na noc. Občas můžete vidět stín jednoho z těchto měsíců přejet disk Jupitera. (Toto by bylo zatmění Slunce, jak je vidět z Jupiteru!) Doporučené filtry jsou # 80A modrý a # 58 zelený. Při průměrných podmínkách vidění použijte 120 až 150 okulár s třípalcovým, 150 až 200 s šestipalcovým a 200 až 250 s osmipalcovým dalekohledem.

Saturn se zdá být oblíbenou planetou každého, protože má jasný kruhový systém, viditelný i v malých dalekohledech. Funkce na disku Saturnu jsou jemnější než ty na Jupiteru. Tmavší polární oblasti, rovníkové pásmo a bledé rovníkové zóny jsou patrné v dalekohledech o velikosti tří palců nebo více. Pohled je vylepšen žlutým filtrem č. 12. Pokud je atmosféra klidná, je temné Cassiniho rozdělení v prstencích snadno vidět. Hledejte také stín Saturnu na prstencích. Dokonce i malé dalekohledy budou ukazovat Titan, největší měsíc Saturnu, ale s šestipalcovým nebo osmipalcovým dalekohledem jsou viditelné další čtyři nebo pět. Při průměrném vidění použijte stejné síly, jaké jsou uvedeny pro Jupiter výše.

Uran svítí na 6. magnitudě, těsně za hranicí viditelnosti pouhým okem. Ani na velkém zvětšení nejsou na jeho malém nazelenalém disku vidět žádné funkce.

Neptune je menší a dokonce stmívač o velikosti 8. K pozorování tohoto namodralého disku jsou nutné vysoké síly

Pluto má hvězdný vzhled na 14. magnitudě. K zahlédnutí této nepolapitelné planety je obvykle zapotřebí deset palců nebo větší dalekohled. K nalezení tohoto malého světelného bodu budete potřebovat hvězdný graf ukazující hvězdy až do 13. a 14. velikosti.


Na jakou vzdálenost můžete vidět pouhým okem zvonit Saturn & # 039s?

Berete logaritmus a říkáte mu druhou odmocninu. A na prvním místě byste neměli mít ani kořen, protože zvětšení dalekohledu je citováno jako lineární.

Saturn s prstenci je široký asi 46 obloukových sekund při nejbližším přístupu k Zemi. Takže při 40násobném zvětšení, nebo blížícím se 0,25 AU, budou Saturnovy prstence překlenovat šířku úplňku.

Ale na Měsíci můžete vidět mnoho podrobností. Kolik potřebujete zvětšit Saturn, abyste zjistili, že to není bod?

Zvětšení x2 - x4 by mělo stačit. Ale těžkou otázkou je, do čeho se promítá & quot; Saturnovy prsteny & quot. Při zvětšení, které navrhl Chronos (x 25), by Saturn byl docela malý, ale většina lidí by měla být schopna jasně vidět prsteny. Pokud by noci (bydlím na 60 stupních severně) už nebyly příliš jasné a Saturn tak blízko obzoru, byl bych v pokušení jít ven a zkusit to s jedním z mých dalekohledů a mým dalekohledem 7x35mm, 10x50mm a 15x70mm.

ETA: Už jsem sledoval Saturn v binosu, ale od poslední doby to bylo několik let, takže paměť není čerstvá.


Saturn

Saturn je vždy jasnější než velikost +1 a je snadno viditelný pouhým okem. Dalekohledy ukazují bledě žlutou „hvězdu“, možná mírně protáhlou. Pečlivé hledání odhalí Titan 8. stupně, nejjasnější měsíc Saturnu a druhý největší satelit ve sluneční soustavě (největší je Jupiterův měsíc Ganymede).
Malý (5 cm) dalekohled jasně ukáže slavné prstence jako dva jasné eliptické pásy (prstence A a B) s tenkou mezerou (Cassiniho divize). K pozorování prstence C (krepový prsten) a mezery uprostřed prstence A (Encke minimum) je zapotřebí větší dalekohled.
Stejně jako Jupiter má i Saturn oválný tvar, ale jeho povrchové značky jsou mnohem méně výrazné. Při minimální geocentrické vzdálenosti je Saturnův disk napříč 20,7 obloukových sekund. Při opozici svítí o velikosti +0,7 (prstence jsou zavřené) nebo –0,2 (s prsteny zcela otevřenými).
Saturn má včetně Titanu devět velkých měsíců. 7,5 cm dalekohled bude ukazovat Rhea a někdy Iapetus (který se liší jasem, protože má funkci velkého tmavého povrchu), zatímco o něco větší dalekohled ukazuje Enceladus, Tethys a Dione. Pro Hyperion a Phoebe je zapotřebí 20cm dalekohled.


O mně

Ahoj, jsem tvůj průvodce Ashlen Clemens. Jsem hvězdář, 17letý místní Tahoe, astrolog a milovník astronomie a mytologie. Vždy jsem vzhlížel k noční obloze s takovým úžasem a zvědavostí a chtěl jsem vědět víc. Koupil jsem si svůj první dalekohled na střední škole, naučil jsem se, jak ho používat, a přivedl jsem ho v noci na pláže Tahoe, abych si ho mohl užít pro přátele i kolemjdoucí.

Nakonec se to vyvinulo do formálnějších prohlídek hvězd, kde mísím své vášně pro mytologii, hvězdářství a astronomii. Chci se podělit s ostatními o ten pocit, který pocítíte, když se podíváte dalekohledem a poprvé uvidíte prstence Saturnu, budete svědky zatmění měsíce nebo uvidíte meteorický roj na novém měsíci.

Absolutně rád spojuji lidi pod noční oblohou, vyprávím staré mytologické příběhy, učím se více o vesmíru kolem nás a spojuji se s dávnými přírodními cykly. Je to prastará tradice, kterou je mi ctí pokračovat dnes.


Analogie agronomie?

V dávných dobách, než jsme věděli o vzdálených planetách Uran a Neptun, se Saturn považoval za nejvzdálenější a nejpomaleji známou planetu. Proto byl pojmenován pro římského boha času. Ve skutečnosti byl Saturn v mytologii úzce ztotožňován s řeckým bohem Cronem, ale v jiných kruzích je obvykle považován za římského boha zemědělství. Název je odvozen jak od podstatného jména „satus“ („seed corn“), tak od slovesa „serere“ („zasít“).

Ale proč by planeta Saturn byla spojena se zemědělstvím? Možná je možné získat vodítko od starověkých Asyřanů, kteří o Saturnovi mluvili jako o „lubadsagush“, což v překladu znamená „nejstarší ze starých ovcí“. S největší pravděpodobností tento přezdívka vznikla, protože ve srovnání s ostatními planetami pouhým okem se zdá, že se Saturn pohybuje velmi pomalu proti hvězdám v pozadí, což připomíná pomalou chůzi orat voly nebo dobytek.


Kapitola 4, Návrh bodu

Předchozí oddíly popisují počáteční soubor vědeckých cílů a požadavků pro GSMT a jsou vyvrcholením dvouletého úsilí řady komunitních workshopů. Tato část popisuje vývoj konstrukce dalekohledu zaměřeného na poskytování výkonu odpovídající těmto základním požadavkům. V této rané fázi jsme ještě neprovedli iteraci designu, abychom optimalizovali jeho výkon. Rather, we regard the concept described here as a "point design" whose primary raison d'etre is to identify technical challenges or showstoppers, and areas of significant risk or cost. The next steps (see Chapter 6) in developing a GSMT design concept involve parallel activities: further refinement of the science requirements and deeper exploration of performance-cost-risk trades that are critical precursors to adopting a requirements document and formally initiating conceptual and preliminary design activities.

We have adopted the philosophy that the design of a next generation telescope is above all a systems challenge, requiring an integrated approach that takes into account a whole range of issues: site characteristics, enclosure design, and structural design orchestrating the active and adaptive elements with a sophisticated control system fabricating, polishing, controlling, and maintaining the segmented primary mirror surface and instrumentation. In other words, our approach is informed by the belief that it is no longer possible (as one example) to think of instruments as independent entities, uncoupled from the approach to Adaptive Optics (AO) systems, or, given their enormous scale, separate from the fundamental mechanical design of the telescope. Rather, the performance-cost-risk "sweet spots" can only be identified through a multi-dimensional set of systems trades.

Our goal in this design work, as in other parts of our program, is to contribute to the understanding of the common issues faced by all developers of extremely large telescopes (ELTs).

The current generation of 6-10-m optical/infrared telescopes has departed from the designs common in the earlier 4-5-m class telescopes. In the late 1970s, it was realized that the key to improving performance and reducing cost lay in reducing the relative size and mass of telescopes and their enclosures.

Because of difficulties polishing and testing fast-focal-ratio mirrors, earlier telescopes had relatively slow primary mirrors in relatively long tube structures. Limitations of passive mirror support systems led telescope builders to use thick, solid mirrors. To support these long telescopes with heavy mirrors, telescope structures had to be heavy. The result was massive telescopes, with low resonant frequencies, in large domes. Another factor limiting resonant frequencies was the indirect load paths inherent in most equatorial mount designs.

Low resonant frequencies made the telescopes susceptible to wind-buffeting, so enclosures were designed to minimize the airflow past the telescope. The high thermal inertia and minimal air flow created local seeing problems, which often were the most significant factors limiting the performance of large telescopes.

To remedy these problems, designers of the current generation of telescopes have taken advantage of advances in several fields:

    Improved computers and software have made alt-azimuth mounts practical the resulting designs tend to have better stiffness for a given weight.

All of these developments have made it possible to build telescopes that are smaller, lighter, and stiffer, while achieving higher standards of image quality. In turn, enclosures have become relatively smaller, and can be more open to allow better ventilation. As a consequence, modern telescopes have been less expensive than standard scaling laws would indicate based on the costs of earlier 4-m class facilities. 1,2

Reduced thermal inertia and better ventilation, combined with active removal of heat from electronics and other sources, have significantly reduced local seeing problems.

In the 1990s, further advances were made that are allowing these telescopes to achieve performance beyond the levels expected when they were first conceived. Dynamic compensation of disturbances, including fast steering mirrors to control image motion and AO to help control the effects of atmospheric seeing, have allowed these telescopes to produce nearly diffraction-limited images in the infrared. Use of adaptive systems also opens up new possibilities for dynamic compensation of telescope errors, such as correcting wavefront errors caused by wind-induced vibration and deformation of the mirrors.

The design of even larger telescopes such as GSMT will require an extension of the philosophies that have guided development of the current generation of telescopes, plus incorporation of features to take advantage of the dynamic compensation now available from AO systems.

The design of a diffraction-limited 30-m optical/infrared telescope is very challenging, and is made more difficult by the need to keep costs significantly lower than would be predicted by scaling from current 8- to 10-m designs. To simultaneously achieve cost and performance goals, all components of the telescope, including active and adaptive systems and the initial science instruments, must be developed as part of an integrated system. Careful systems engineering is required from the outset.

The starting point must be the science requirements. A conceptual design must be developed that is consistent with the science requirements and is responsive to the needs of anticipated scientific instruments. With a conceptual design in mind, the science requirements are used to derive specific error budgets. Initially, these will be "top-down" error budgets, derived simply by dividing allowable errors into a number of individual contributions assigned to appropriate subsystems. In establishing error budgets, all components should be considered as part of a dynamically interactive system, with errors of one subsystem compensated by the effects of others. As the design features are progressively elaborated, subsystems and their interactions will be modeled and their performance simulated. Based on these results, the designs and error budget will be iterated.

If GSMT is to be affordable, meeting cost goals will be as important as meeting performance goals. We will have to once again "beat the cost curve". While some additional savings are possible from the traditional approach of making the design relatively smaller and lighter, it is clear that a rigorous design-to-cost effort will be needed (see Section 5.7).

As mentioned in Chapter 3, Science Requirements, the design must consider issues of performance and construction cost, as well as operational issues such as reliability, maintainability, and life cycle cost. Estimates of annual operating costs range upwards from $25M per year. Hence, over the lifetime of GSMT, the total operating cost will be comparable to the construction cost. In cost-performance trades, evaluation of life cycle costs should have comparable weight to capital costs. Taking a systems approach that considers the operating life of the telescope is the rational path to minimizing total cost.

As mentioned in Chapter 1, one of the three parallel development paths of the New Initiatives Office (NIO) is to develop a "point design." But what exactly is a point design? It is an exercise that explores a single, plausible design consistent with the science requirements. This exercise helps to identify the key technical issues and highlight areas where additional development is necessary. It also indicates design factors important to the science requirements, and may indicate areas where some tradeoffs are required between technical feasibility and scientific goals. By working on the point design, technical staff have an opportunity to develop analytical methods that will be necessary for any GSMT design. Because a point design is a learning tool rather than a design that is being proposed for construction, it is not necessary to develop all features fully, or even in a completely consistent form. Once the key lessons have been learned, the design team can move on to explore other areas.

At this point in time, NIO has chosen to develop a point design instead of doing a "trade study" of all possible designs. Such a trade study will be appropriate at a later time, when the astronomy community has reached agreement on a firm set of science requirements. We believe that more can be accomplished at this phase by concentrating on a single point design, and that if the design is well chosen, most of the lessons learned will be transferable to later conceptual designs, even if they eventually look quite different.

At the start, certain fundamental decisions must be made about the system architecture. The following sections describe the key architectural features chosen for the point design and explain the reasons they were chosen.

The starting point for the design is choosing aperture size. Regarding the size of the GSMT, the report of the Panel on Optical and Infrared Astronomy from the Ground 3 stated:

"The ESO proposal for a 100-m-class telescope would offer even more spectacular gains for many kinds of observations, but it is the opinion of the panel that the proposal is too ambitious for the current decade, and that an intermediate step, to a 30-m telescope, would be optimal in terms of science, technology, and allocation of resources."

"The advances from Ritchey's 24-inch to the Hale 200-inch were perhaps bold but they were sufficiently conservative. One may recall that in the years between 1925 and 1928 there were strong pressures to make the next telescope of the series 300 inches in diameter. It is to the credit of Hale and his advisors that they calculated the structural limits on mirror support and consequently limited the diameter to 200 inches which was close to the practicable limit for conventional designs and materials then available."

On the same subject, Richard Learner wrote: 2

". the decision was to have a 200-inch primary mirror. This was triumphantly correct - 180 inches would have been harder to fund because this size would not have riveted people's attention 220 might have been impossible to make."

  1. H. W. Babcock, "Requirements for Ground-Based Telescopes", Proceedings of ESO Conference on Optical Telescopes of the Future, Ed. F. Pacini, W. Richter and R. N. Wilson, pp. 37-41, Geneva, Switzerland, December, 1977.
  2. Richard Learner, "The Legacy of the 200-inch", Sky & Telescope, Vol. 71, pp. 349-353, April, 1986

"The GSMT will be a filled-aperture, diffraction-limited telescope with atmospheric correction by AO down to at least 1 m."

A second key decision was whether to use a spherical primary mirror, or to use an optical design requiring an aspheric primary. Several proposed concepts for ELTs use spherical primaries because spherical segments are easier to fabricate. 4,5,6 However, to achieve good performance over a reasonable field of view (FOV), a telescope with a spherical primary needs at least two aspheric corrector mirrors many designs use four-element correctors. The designs that have been proposed use correctors made of pairs of opposed concave mirrors in a "clamshell" arrangement, where the light must come to a reasonably good focus to pass through a small hole in the center of each corrector mirror. However, with a fast spherical primary mirror, the circle of least confusion becomes large. Even if you can get the entire science beam through, the light from laser guide stars focuses at a significantly different position.

Another key point is that for mid-IR instruments, the number of warm reflections should be kept to a minimum to control the effective emissivity of the telescope. For the IR, a two-reflection Cassegrain design is preferable to a six-mirror design.

For these reasons, the point design incorporates an aspherical primary mirror.

In the current generation of large telescopes, three concepts for lightweight primary mirrors have been pursued:

  • Thin, meniscus, solid mirrors made of zero-expansion glass or glass-ceramic
  • Borosilicate honeycomb mirrors
  • Segmented mirrors (composed of hexagonal, solid, zero-expansion meniscus segments)

Other lightweight mirror concepts are possible, but have not been developed either because they offered no real advantages (for example, thin meniscus mirrors of non-zero-expansion materials) or because they were significantly more expensive (for example, large structured ULE TM mirrors, or segmented mirrors composed of lightweight structured segments).

The largest single-piece telescope mirrors are the 8.4-m diameter primary mirrors being made for the Large Binocular Telescope Project. Although somewhat larger single-piece mirrors could be made, relative costs would rise rapidly with increasing size, particularly the cost of the blank fabrication facility, polishing and testing facilities, transportation, handling equipment, and coating chambers. At the 30-m size, single-piece mirrors are unaffordable. Therefore, the only lightweight mirror approach that can be extended to this size involves the use of a segmented primary.

Three large segmented-mirror telescopes already exist: Keck I, Keck II, and Hobby-Eberly. Several others are in work or have been proposed, including:

  • Gran Telescopio Canarias (GTC)
  • Large Aperture Multi-Object Spectroscopic Telescope (LAMOST)
  • Mexican Infrared-Optical Telescope (TIM)
  • Southern African Large Telescope (SALT)

These projects serve as the starting point for the design of any ELT.

The current generation of large telescopes uses primary mirror focal ratios between f/1 and f/2. Going to a relatively faster focal ratio has the following advantages and disadvantages, as shown in Table 1:

Shorter telescope will have smaller gravity deflections. Tighter tolerances for alignment between primary and secondary. Shorter telescope will have smaller moving mass,less thermal inertia. Greater segment asphericity for a given segment size. Shorter telescope will have higher resonant frequencies. Tighter tolerances for translation and clocking of segments. Enclosure can be smaller. Increased field curvature. Smaller secondary mirror for same focal ratio and image position. Increased aberrations for same angular field, particularly at prime focus.

Table 1 Advantages and disadvantages of a faster primary mirror focal ratio.

Two types of segment geometries have been considered seriously: (1) quasi-hexagonal segments, as used in the Keck, Hobby-Eberly, and GTC telescopes and (2) petal or sector-shaped segments, as used in some Department of Defense segmented-mirror prototypes. Figure 1 shows notional geometries for these two types of segments used in an ELT.

Hexagonal segments have the following advantages and disadvantages, as shown in Table 2:

Shape close to circular, which facilitates polishing and decreases required size of blanks. Large number of segment types - only six copies of each type - complicates testing and accounting. Edge sensor positions are the same for each segment. Inner and outer edges of aperture are non-circular. All segments can use same support geometry.

Table 2 Advantages and disadvantages of hexagonal mirror segments.

All petals in each ring are identical, which minimizes number of different optical test setups. Shape not very circular, which increases polishing difficulty and required size of blanks. Inner and outer edges of aperture are circular. Edge sensor positions vary from one segment to another. Fewer different types of spare segments required. Edge sensors are not effective at lined-up radial joints. Segment support geometry must be customized for each ring.

Table 3 Advantages and disadvantages of sector-shaped mirror segments.

The choice of segment size is another key decision, because the range of possible sizes is large. At this stage, it isn't important to optimize the size within a few percent, but the size should be set within about a factor of two.

The largest practical segment would be the size of the largest affordable single mirrors, about 8 meters across. At this size, only 19 segments would be required to make a 30-m telescope. At the other extreme, segments could be arbitrarily small, but at some point the number of sensors and actuators would become prohibitive.

The factors involved in the choice of segment size are described in detail in Section 4.5 but the main issues are summarized in Table 4. The optimum range appears to be 1-2 meters across.

Advantages of Smaller Segments

Disadvantages of Smaller Segments

Reduced cost of optical fabrication and test equipment Increased number of rigid attachment points on telescope structure Reduced transportation cost Increased number of position actuators Reduced cost of coating chamber Increased number of position sensors Reduced asphericity in a single segment Increased computational requirements in control system Reduced effect of "in plane" position errors Increased error propagation from edge sensor noise Reduced support complexity for given thickness Increased number of segment types

Table 4 Advantages and disadvantages of making aspheric segments smaller.

The aperture stop is located at the secondary mirror, as is often the case in telescopes optimized for infrared observations. The primary mirror is slightly oversized to allow chopping at the secondary mirror for background subtraction. This also has the effect of reducing difficulties caused by the irregular shape of the edge of the segmented primary mirror.

A fundamental decision for the telescope design involves determining whether the secondary mirror should be convex, flat, or concave. A flat mirror would introduce an unacceptably large central obscuration. A concave (Gregorian) secondary mirror would be easier to test in the optics shop, but at the size chosen for the point design, it will also be possible to test a convex secondary by conventional means. A Gregorian secondary mirror is in a favorable location to use as an adaptive mirror, because it will be conjugate to an altitude a few hundred meters above the primary mirror. However, a Gregorian secondary must be larger for a given final focal ratio and image position, which not only produces a larger central obscuration, but also increases the difficulty of making the mirror deformable. A Gregorian secondary also requires a significantly longer telescope structure, which in turn increases the size of the enclosure. The larger size and weight of a Gregorian secondary, combined with a longer telescope structure, tend to produce larger gravity deflections and lower resonant frequencies.

Considering these factors, particularly the size of the telescope structure and enclosure, we have chosen a convex secondary mirror for the point design.

There are several reasons to minimize the size of the secondary mirror:

  • To minimize the central obscuration
  • To reduce the difficulty of optical testing
  • To minimize the mass that must be carried at the top end of the telescope
  • To minimize the cross-sectional area at the top of the telescope that is exposed to the wind
  • To reduce the difficulty of making the secondary an adaptive, deformable mirror

However, as the size of the secondary is reduced, the focal ratio required to place the Cassegrain focus at a convenient position behind the primary mirror increases, as does the image scale. This means, for example, that elements in the higher-order AO systems will get larger. As the size of the secondary mirror is decreased, the amount of astigmatism increases for a given field angle, and the entrance pupil moves farther behind the primary mirror, which increases the primary mirror diameter required to avoid vignetting.

As described in Section 4.5, the size chosen for the secondary mirror is 2 meters diameter.

Conventional AO systems have placed the adaptive components far down in the system to keep the adaptive components small. For example, in the Gemini Altair AO system, the first deformable mirror is M6. However, if the issues involved in producing a large deformable mirror can be successfully addressed, there are several advantages to using the secondary mirror as an adaptive mirror.

The GSMT point design incorporates an adaptive secondary mirror to serve the following needs:

  1. Correction of telescope wind-buffeting effects, including distortion of the primary mirror at frequencies higher than the bandwidth of the segment positioning system
  2. Adaptive Optics correction to high Strehl ratios in the mid-infrared with no further deformable elements
  3. Partial atmospheric correction in the visible and near-infrared, improving energy concentration even though the Strehl ratio is still low
  4. Serving as the first stage in higher-order AO systems

The point design telescope structure is patterned after a radio telescope design. The telescope is a lightweight steel truss structure on an alt-azimuth mounting. The secondary mirror is relatively small, and is mounted on a tripod supported directly off the primary backing structure rather than on spider vanes supported off a tube-like structure. The primary mirror is several meters above the elevation axis.

A radio telescope type of structure has several advantages. By locating the primary mirror above the elevation axis, the elevation bearings can be moved inwards behind the primary. This decreases the span between the bearings and provides a more direct load path from the main concentration of telescope mass down into the pier, resulting in a more efficient structure with less mass and higher resonant frequencies. Moving the elevation bearings inwards also makes it possible to provide large Nasmyth platforms without increasing the width of the telescope beyond that of the primary mirror. This helps reduce the size and weight of the telescope structure, and reduces the width of enclosure required if the enclosure is co-rotating (see Section 4.3).

In a more traditional design with the elevation axis above the primary mirror, the use of Nasmyth foci requires a large tertiary mirror to fold the beam along the elevation axis. The optical path distance from the secondary mirror to the focus is quite long, approximately equal to the primary mirror focal length plus half the primary mirror diameter. For a given final focal ratio, this requires a relatively large secondary mirror.

In contrast, in the GSMT point design the beam to the Nasmyth focus is relayed by additional optics sitting behind the primary mirror. The optical path distance from the secondary mirror to the first focus is just slightly more than the primary mirror focal length. For a given focal ratio, this allows use of a relatively small secondary mirror and simplifies the support of the tertiary mirror.

The point design also allows room for stationary laboratory space between the elevation bearings, where instruments can be located.

A radio telescope type of design has a couple of disadvantages, however. It requires a counterweight to balance the telescope and a greater front-to-back depth of the enclosure for a given primary mirror focal ratio. For the point design, we believe the advantages of this type of structure outweigh the disadvantages.

The advantages and disadvantages are summarized in Table 5:

Advantages of Radio Telescope structure

Disadvantages of Radio Telescope structure

Tripod M2 support has lower mass and thermal inertia Required counterweight raises total moving mass Elevation bearings are under the telescope structure, providing a more direct load path Telescope needs greater front-to-back depth of enclosure Nasmyth platforms fit within width of primary mirror, allowing narrower enclosure Allows Nasmyth relay optics behind the primary mirror, eliminating need for a large tertiary mirror above the primary Shorter back focal length allows smaller secondary mirror

Table 5 Advantages and disadvantages of a "radio telescope" type of structure.

The point design follows the philosophy that the optical design must be driven by the requirements of the science instruments. It should be possible to have more than one large instrument mounted and ready for use, and a range of different foci should be provided to accommodate the needs of different science instruments and observing programs. These needs include:

  • Focal ratio/image scale
  • Field of view
  • Image quality (AO corrected, if necessary)
  • Physical size of required instruments
  • Instrument locations that maintain constant orientation relative to the telescope
  • Locations that do not tilt with the telescope
  • Foci that require minimal emissivity

The conceptual designs of the instruments themselves are described in Section 4.7.

The instrument locations incorporated in the point design include the following.

Adaptive corrections may not be feasible for a significant fraction (> 20%) of the available time. It is thus important to provide the capability for frontier science observations that exploit these conditions. Section 2.1 describes such observations, which argue strongly for a wide-field, seeing-limited capability.

However, for seeing-limited observations over a wide field, the image scale at the Cassegrain focus is inconveniently large. One arcsecond is 2.7 mm wide, and a 20 arcminute field is 3.27 meters across. A more convenient image scale is available at the f/1 prime focus-6.9 arcseconds per millimeter. At prime focus, a 20 arcminute field is 175 mm across.

A prime focus corrector is necessary to provide good image quality over a wide field. The design of the prime focus corrector is described in Section 4.7.1, with a discussion of the MOMFOS (multi-object multi-fiber optical spectrograph) instrument designed to use this focus.

The prime focus instrument must be interchangeable with the secondary mirror assembly and should be relatively small (no more than about 3 meters in diameter). The installation of the MOMFOS instrument is illustrated in Figure 4.

Instruments can be mounted directly at the Cassegrain focus, where they will move with the telescope. This is useful for infrared instruments, because they can be fed with only two warm reflections. It is also useful for instruments with second-stage AO, because it preserves a fixed orientation between the adaptive secondary and the wavefront sensor and deformable mirror. This simplifies control and improves performance.

The optical performance at the Cassegrain focus is described in Section 4.5. The Cassegrain focal ratio is f/18.75.

It is possible to locate an instrument in the laboratory space between the elevation bearings, with the beam fed in by means of two flat mirrors: one to direct the beam along the elevation axis, and another to direct the beam downwards into the instrument. An upward-looking instrument can be rotated in this position on a turntable to compensate for field rotation. This provides a fixed gravity environment for alignment-sensitive instruments.

The point design includes a multi-conjugate adaptive optics (MCAO) system, located behind the primary mirror and co-rotating with it. This system is designed to feed an f/38 beam through one of the elevation bearings to instruments mounted on a Nasmyth platform. It would be possible to mount the instrument upward-looking on a turntable to compensate for image rotation, while maintaining a constant gravity orientation.

The layout and optical performance of the MCAO system are described in Section 4.6.2.


Telescope views of Saturn

You’ll be able to get some amazing views of Saturn through a telescope in your own backyard. Saturn is one of the most impressive views available to anyone with a regular telescope.

You might be wondering if you’ll be able to see any of Saturn’s moons. You’re in luck. Saturn has an incredible 82 different moons. The planet’s largest moon, Titan, is a good one for you to try viewing.

Titan is larger than the Earth’s moon. In fact, Saturn’s largest moon is larger than a whole planet – Mercury. The moon will be further away from Saturn than you expect, but your stargazing apps should be able to help you find it.