Astronomie

Comment calcule-t-on le cercle image d'un télescope au foyer principal ?

Comment calcule-t-on le cercle image d'un télescope au foyer principal ?


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J'essaie de trouver une combinaison appropriée de CCD et de télescope. Donc, je veux m'assurer que le cercle image du télescope circonscrit le CCD. Mais je ne trouve rien qui me dise comment calculer la même chose.


Le cercle d'image varie en fonction de la conception de la lunette. À peu près tous les télescopes couvriront le champ d'un canon d'oculaire de 1,25", et les télescopes avec des focaliseurs de 2" couvriront généralement le champ d'un canon de 2" (il y a quelques exceptions où le champ est plus grand que 1,25" mais ne couvre pas plein 2 "). Fondamentalement, vous devez vérifier les spécifications de la portée - et dans tous les cas, la taille du porte-oculaire définit généralement une limite supérieure. (Avec des SCT et des Maks plus petits, la taille du tube déflecteur peut également limiter l'image cercle).

La plupart des petits réfracteurs pour l'astrophotographie couvriront un capteur DSLR de taille APS. Si vous cherchez quelque chose pour couvrir un capteur DSLR plein format, le choix devient plus restreint - bon nombre des aplatisseurs/réducteurs de champ pour les plus petits réfracteurs ne sont conçus que pour la couverture APS.

Si vous souhaitez opter pour un capteur inhabituellement grand, votre choix est encore plus restreint - quelque chose comme l'astrographe FSQ106ED de Takahashi a un cercle d'image de 88 mm de diamètre en mode natif, assez grand pour certains capteurs de taille moyenne, ou 44 mm avec le réducteur ou l'extension - mais il y a un prix élevé pour aller avec.

Cependant, si vous recherchez des CCD astonomiques grand format, ils sont généralement très chers aussi. La plupart des caméras astro les plus abordables ont des capteurs plus petits, elles sont donc moins exigeantes en termes de taille de cercle d'image.


Introduction

Au cours des 8 dernières années d'astrophotographie du ciel profond, j'ai fait beaucoup d'erreurs. Au début, j'ai commis des erreurs critiques dans le choix et la configuration de l'équipement.

Dès le début, mon objectif était de capturer des images du ciel profond de nébuleuses et de galaxies. Ce type d'astrophotographie nécessite l'équipement le plus avancé et exige une routine d'installation minutieuse.

Le type de télescope que vous choisissez au début peut avoir un impact considérable sur la complexité de votre configuration d'astrophotographie du ciel profond . D'après mon expérience, une lunette compacte à grand champ offre une expérience utilisateur améliorée par rapport aux autres types de télescopes pendant les étapes d'acquisition de l'astrophotographie.

Par exemple, j'ai commencé à prendre mes premières images dans l'espace lointain avec un télescope à réflecteur. Si je pouvais revenir en arrière et tout recommencer, j'aurais choisi une lunette compacte à grand champ pour commencer l'astrophotographie.

Aujourd'hui, j'utilise un télescope réfracteur pour 90 % de mon astrophotographie.

Je ne dis pas qu'il y a quelque chose de mal à commencer votre voyage d'astrophotographie avec un télescope Schmidt-Cassegrain (SCT) ou un réflecteur newtonien, mais je pense que vous aurez des défis supplémentaires à relever dès le début.

Quel que soit le type d'expérience photographique dans lequel vous vous lancez, l'astrophotographie du ciel profond à l'aide d'un télescope aura un certain nombre de défis à relever dès le début.

Cela comprend la compréhension de l'alignement polaire d'une monture équatoriale, de la mise au point de votre appareil photo sur un objet faible du ciel profond et de la fixation de votre appareil photo au télescope. deux des trois défis deviennent plus difficiles si vous n'utilisez pas de réfracteur à grand champ pour commencer.

La déclaration ci-dessus n'est pas théorique, j'ai personnellement vécu ces moments frustrants dans mon jardin il y a des années. J'aurais dû commencer avec un télescope réfracteur compact.

Une photo récente de NGC 7822 prise à l'aide d'une caméra couleur et d'un réfracteur de 100 mm.


Paramètres de l'appareil photo pour la mise au point de l'objectif :

  • Mode: Manuel ou Ampoule
  • Mode d'objectif : Mise au point manuelle
  • Ouverture: F/4 ou moins (aussi bas que possible)
  • Balance des blancs: Lumière du jour ou Auto
  • Exposition: 30 secondes ou ampoule
  • ISO : 1600 ou plus (plus élevé affichera plus d'étoiles)

La raison pour laquelle vous voudrez utiliser ces paramètres exagérés est de laisser autant de lumière possible atteindre le capteur que possible. Certaines des étoiles les plus brillantes de l'hémisphère nord pour vous aider à vous concentrer incluent Sirius, Vega, Deneb, Altair, Arcturus. Ces étoiles sont toutes suffisamment brillantes pour être vues sur votre écran en direct afin de vous aider à faire la mise au point de votre objectif ou de votre télescope.

Si vous êtes certain que l'objectif de votre appareil photo est pointé vers une étoile brillante et que vous voyez toujours un écran complètement noir, assurez-vous que les scénarios suivants ne sont pas présents :

  • Le capuchon d'objectif est toujours sur votre objectif (enlevez-le)
  • Vous n'utilisez pas de paramètres de caméra exagérés pour une lumière maximale (ajustez l'ISO, l'exposition et le diaphragme)
  • L'objectif est tellement flou (faites la mise au point en rack vers l'intérieur et l'extérieur et cherchez l'étoile)

Il est facile d'oublier de réajuster l'objectif à vos paramètres de prise de vue après la mise au point. Même si vous avez tous les bons réglages, mais que vous avez accidentellement réglé votre ouverture sur F/22, vous ne verrez pas une seule étoile.

L'objectif illustré ci-dessous (Rokinon 135 mm F/2) utilise une bague d'ouverture manuelle “click” pour régler le diaphragme. L'utilisation de cet objectif "grande ouverture" à F/2 rend la mise au point très facile car une grande quantité de lumière est collectée en mode de visualisation en direct. Cependant, cet objectif fonctionne mieux avec une ouverture moins agressive (F/3.2), vous devez donc vous rappeler de modifier le réglage de l'ouverture après la mise au point de l'objectif.

Une fois que vous voyez l'étoile sur l'écran d'affichage de l'appareil photo, zoomez dessus, avec un zoom 5X, puis un zoom 10X. Le zoom numérique agrandit l'image sur votre écran d'affichage, l'objectif n'a pas changé le grossissement. En mode zoom 10X, ajustez lentement le dispositif de mise au point sur votre objectif jusqu'à ce que l'étoile devienne un petit point de lumière.

Vous devrez faire des allers-retours, des mises au point et des flous plusieurs fois avant de trouver l'endroit où le point est le plus petit et le plus net.

Vous pouvez effectuer des tests d'exposition et comparer vos résultats pour confirmer que les étoiles de l'image sont aussi petites que possible. Maintenant, la partie délicate consiste à conserver cette mise au point lorsque vous déplacez l'objectif de votre appareil photo ou votre télescope vers votre sujet.

Vous pourriez avoir de la chance et choisir un sujet qui comprend une étoile brillante dans le champ comme ce fut le cas pour cette photo de la nébuleuse californienne. Vous voyez cette étoile à droite de NGC 1499 ? C'est Atik, et c'était assez lumineux pour voir dans l'affichage en direct de mon Canon 60Da.

La nébuleuse de Californie dans Persée. Appareil photo DLSR et objectif Rokinon 135 mm F/2.

Si vous utilisez un télescope sur une monture de suivi, votre mise au point ne bougera probablement pas lorsque vous vous déplacerez vers votre cible. Cependant, si vous utilisez un objectif d'appareil photo, il est très facile de déplacer le porte-oculaire hélicoïdal hors de sa position lorsque vous déplacez l'appareil photo.

Évitez de saisir le barillet de votre objectif lors du positionnement de l'appareil photo (le ruban adhésif peut être efficace). Si vous modifiez légèrement la mise au point par erreur, ce n'est généralement pas loin et peut être affiné avec quelques prises de vue test sur votre sujet.


SharpStar D 150mm f/2.8 HNT : Un télescope imageur avec une vision nette

Jusqu'à relativement récemment, si vous vouliez capturer des objets étendus du ciel profond tels que des nébuleuses à émission diffuse et des restes de supernova avec votre appareil photo reflex numérique plein format ou CCD/CMOS, alors votre meilleure option était d'investir dans un f/2 ou f/ Téléobjectif 2,8 à focale fixe de l'un des grands noms de la photographie. Ces solutions de haute précision possèdent des lentilles multi-éléments, souvent en verre exotique, et parfois avec des formes asphériques conçues pour assurer un contrôle strict des fausses couleurs, des aberrations hors axe et de la courbure du champ sur un grand capteur d'imagerie. Sans surprise, les objectifs possédant ces caractéristiques souhaitables ne sont pas bon marché. Par exemple, un Nikon 200 mm, f/2 G ED AF-S Nikkor VR II ou Canon EF 200 mm, f/2 L IS USM allégera chacun votre solde bancaire de plus de 5 000 £.

Alors que les objectifs à focale fixe f/2 et f/2.8 peuvent enregistrer des nébuleuses et des galaxies lumineuses lors d'expositions d'une minute aux sensibilités ISO élevées des reflex numériques modernes, les objectifs à focale de 200 et 300 mm sont trop courts pour révéler des détails fins dans des exemples à petite échelle de ces objets du ciel profond, à moins que l'on ne soit prêt à utiliser l'une des nouvelles caméras utilisant des capteurs CMOS avec des pixels minuscules (moins de 2,5 microns). Même ainsi, la plupart des astro-imageurs préféreraient des distances focales d'au moins 400 à 500 mm pour assurer un échantillonnage de pixels optimal, auquel cas on rechigne au coût astronomique des objectifs de caméra principaux répondant à ces spécifications. Heureusement, il existe des alternatives catadioptriques - c'est-à-dire des instruments optiques utilisant à la fois des lentilles et des miroirs pour former une image - des alternatives beaucoup moins chères, dont l'ouverture de 150 mm, la distance focale de 420 mm, l'hyperboloïde SharpStar f/2,8 de Newton profilé ici.

Le HNT avec rail en queue d'aronde de style Vixen. SharpStar comprend également un rail de type Losmandy si votre monture l'exige. Alors que le tube en fibre de carbone a un diamètre de 195 mm, les cellules d'extrémité anodisées rouges à l'avant et à l'arrière ont un diamètre de 200 mm. La longueur totale du tube est de 450 mm.

Livraison et premières impressions

C'est un truisme qu'on n'a jamais une seconde chance à une première impression, mais peu oublieront la première fois qu'ils ont posé les yeux sur le SharpStar D 150mm, f/2.8 HNT, ci-après appelé le HNT (Hyperboloid Newtonian Telescope) de Jiaxing Ruixing Optical Instrument Co., Ltd en Chine, sous le nom de SharpStar Optics. A partir du moment où vous relâchez les loquets du flight case d'aspect professionnel - et très pratique, je pourrais ajouter - 60 × 30 × 35 centimètres et soulevez le couvercle, vous êtes frappé par la beauté indéniable du HNT. Il n'est pas exagéré que l'expérience de déballage soit comparable à n'importe quel instrument optique haut de gamme de tous les grands joueurs que j'ai examinés à ce jour. Le HNT sur une monture équatoriale dans le coin de n'importe quelle pièce invite les regards cupides et garantira une foule admirative à votre réunion de société astronomique.

Peu de gens oublieront la première fois qu'ils ont posé les yeux sur le SharpStar D 150mm, f/2.8 HNT

Le tube en fibre de carbone noir accrocheur et les fixations et accessoires en aluminium CNC anodisé rouge confèrent au HNT l'air d'un instrument professionnel de haute précision. Ce n'est pas que du style et aucune substance, bien que ces premières impressions résistent à un examen plus approfondi. Le HNT montre un design bien conçu et une attention aux petits détails. Par exemple, tous les boulons externes bombés à tête Allen de l'instrument d'examen sont en acier inoxydable résistant à la corrosion. De même, les vis moletées de collimation du miroir principal sont encastrées dans la cellule arrière, de sorte que l'ensemble tube optique (OTA) peut être aligné sur n'importe quelle surface plane. Alors que le tube en fibre de carbone a un diamètre de 195 mm, les cellules d'extrémité anodisées rouges à l'avant et à l'arrière ont un diamètre de 200 mm. La longueur totale du tube (avec le capuchon anti-poussière CNC bien ajusté retiré) est de 450 mm. Sans appareil photo mais comprenant des anneaux de tube anodisés, une poignée de transport et une queue d'aronde Vixen, l'OTA fait pencher la balance à seulement 5,3 kilogrammes.

L'araignée à quatre palettes en forme de croix et le support de rétroviseur secondaire sont usinés CNC à partir d'une solide pièce d'aluminium pour plus de rigidité et de stabilité. Notez que le plat elliptique à petit axe de 70 mm est collé à un support avec le décalage correct de 5 mm pour le rapport focal f/2,8 et que l'intérieur entièrement floqué supprime toute diffusion de lumière interne.

Bien qu'aucun viseur ne soit fourni, il existe une chaussure de style Vixen pour un guide optique, un point rouge ou un viseur de votre choix. Les anneaux tubulaires robustes sont taraudés et filetés en haut et en bas, non seulement pour les barres de montage en queue d'aronde Losmandy ou Vixen de 20 centimètres de long (tous deux fournis avec le télescope) et une poignée de transport ergonomique (avec un rail de ferroutage intégré pour un Appareil photo reflex numérique), mais aussi pour les bagues de montage d'une lunette de guidage plus grande, si nécessaire. Le porte-oculaire à crémaillère et pignon de 2,5 pouces à profil bas a une course de 30 mm avec des réglages de mise au point grossiers et fins à double vitesse, tandis que l'araignée à quatre palettes en forme de croix et le support de miroir secondaire sont usinés CNC à partir d'une pièce d'aluminium solide, pour plus de rigidité et stabilité. De plus, le plat elliptique à petit axe de 70 mm est collé sur un support avec le décalage correct de 5 mm qui a été réglé en usine pour le rapport focal f/2,8. Le primaire a un masque à pleine ouverture sans clips de miroir, par conséquent, les seuls effets de diffraction dans le train optique proviennent des aubes d'araignée de 2 mm d'épaisseur. Le tube est complètement floqué pour supprimer toute diffusion de lumière interne.

Hype hyperbolique, ou révolution de l'imagerie ?

Toute personne ayant un intérêt plus qu'éphémère pour l'optique sera familiarisée avec les noms et les propriétés des courbes de géométrie solide utilisées dans la conception des lentilles de télescope et des miroirs, même si leurs définitions sont perdues dans des leçons de mathématiques vaguement rappelées sur les graphiques et les équations quadratiques. Bien qu'il soit possible de fabriquer un instrument haute performance tel qu'un Maksutov-Cassegrain catadioptrique en utilisant des surfaces optiques basées sur des sphères simples qui peuvent être produites en masse, le télescope résultant a généralement un grand rapport focal de f/10 à f/15. (Le rapport focal est la distance focale de l'instrument divisée par son ouverture. Par conséquent, un objectif ou un miroir de 75 mm de diamètre qui forme une image d'objets distants à 900 mm a un rapport focal de 900 75 = 12, généralement écrit f/12. )

Une vue du porte-oculaire à crémaillère et pignon de 2,5 pouces du HNT, montrant l'un de ses boulons de collimation à tête Allen en argent et une autre des vis à tête plate en laiton qui permettent au porte-oculaire de tourner lors du cadrage d'une photo.

Comme indiqué dans l'introduction de cette revue, tout photographe sait que les grands rapports focaux sont intrinsèquement «lents», ce qui signifie que des expositions frustrantes sont nécessaires pour capturer des images d'objets étendus comme les nébuleuses et les galaxies. Nous avons également vu que les objectifs grands et optiquement «rapides» de petit rapport focal - f/2 ou f/2,8 - peuvent être d'un coût prohibitif. À l'observatoire de Bergedorf à Hambourg, Bernard Schmidt a réussi à construire un appareil photo Schmidt 360 mm, f/1.7 en 1930. Incroyablement rapide pour l'époque, il était parfaitement adapté pour photographier rapidement de grandes zones du ciel, ce qui était essentiel à l'ère de la lenteur -vitesse du film. L'appareil photo de Schmidt était un catadioptrique, car il était le premier à utiliser une lentille asphérique faible de forme spéciale, connue de nos jours sous le nom de correcteur de Schmidt, qui était placée devant un grand miroir sphérique concave afin d'éliminer les aberrations grossières de ce dernier. .

L'aberration sphérique d'un miroir sphérique concave optiquement rapide peut être éliminée si le profil de surface est approfondi pour former une autre section dite conique, connue sous le nom de parabole. Une parabole est la forme en U qui est formée, par exemple, par la trajectoire d'une balle de golf en vol sous la force de gravité. Si nous faisons tourner une parabole autour de son axe de symétrie, nous obtenons un paraboloïde, qui est la forme 3-D d'un miroir de télescope utilisant cette géométrie souhaitable. En théorie, un paraboloïde forme une image parfaite et sans aberration d'un objet sur l'axe optique. Malheureusement, cependant, un miroir parabolique - en particulier de faible rapport focal - manifeste une autre aberration optique connue sous le nom de coma. La coma est un phénomène hors axe, ce qui signifie qu'au lieu d'apparaître sous forme de points dans les coins de vos images, les étoiles apparaissent en forme de larme, ou « comatiques », littéralement en forme de comètes.

Les paraboloïdes optiquement rapides peuvent être guéris du coma hors axe par l'utilisation d'un correcteur d'objectif à trois ou quatre éléments placé devant la caméra, voire un oculaire s'il est utilisé visuellement. Cependant, il existe une limite d'environ f/3,3 à la vitesse à laquelle on peut fabriquer un paraboloïde et utiliser un correcteur de coma sur de larges champs de vision sans réintroduire des niveaux inacceptables d'aberration sphérique. Les correcteurs de coma conçus pour les paraboloïdes plus rapides que f/4 sont chers, un ASA Keller à quatre éléments pour les porte-oculaires de deux pouces coûte environ 750 £, tandis qu'un Ackermann à quatre éléments de deux pouces coûte plus de 600 £. La solution consiste à utiliser les caractéristiques d'une autre section conique en U, l'hyperbole, dans la fabrication d'une surface de miroir.

Les vis moletées de collimation du miroir principal du HNT sont encastrées dans la cellule arrière, de sorte que l'assemblage du tube optique peut être aligné sur n'importe quelle surface plane. Les vis à oreilles agissent comme des paires antagonistes, la plus grande est à ressort et modifie l'inclinaison du miroir, tandis que la plus petite verrouille la position du miroir.

Une hyperbole tournée autour de son axe de symétrie est un hyperboloïde. Ces surfaces optiques complexes étaient autrefois d'un coût de production prohibitif, mais des machines de polissage informatisées modernes ont permis la production en série de tels miroirs. Par rapport au même paraboloïde à rapport focal, un hyperboloïde concave est surcorrigé pour l'aberration sphérique sur l'axe, mais produit un plus petit flou d'image hors axe. De manière pratique, la surcorrection sphérique d'un hyperboloïde rapide équilibre l'aberration sphérique sous-corrigée d'un correcteur de coma typique, d'où un mariage des deux permet des rapports focaux aussi bas que f/2,8 tout en offrant un champ de vision large et plat bien corrigé . En outre, l'utilisation d'un miroir de télescope hyperboloïdal permet l'utilisation de correcteurs de coma à trois éléments plus simples et moins chers pour produire (deux éléments dans certaines conceptions).

Collimation et performances optiques

Malgré toute sa sophistication optique, le HNT n'est pas un télescope intimidant à collimater si vous êtes habitué aux exigences, disons, d'un newtonien f/4. Si, toutefois, vous venez d'un milieu d'objectifs de caméra ou de réfracteurs, la courbe d'apprentissage peut être considérée comme un peu raide. Posséder un tel instrument demande une certaine aptitude à « bricoler ». Cela dit, le processus d'alignement des composants optiques du HNT n'est pas difficile, à condition d'adopter une approche méthodique.

Le tube de traction du porte-oculaire a un filetage femelle M63 × 0,75 pour le correcteur de coma interne qui vous permet également d'affiner l'espacement. Vous devez retirer le correcteur/réducteur de coma avec l'outil fourni avant de collimater l'instrument.

Bien qu'aucune documentation n'ait été fournie avec l'instrument d'examen, des instructions détaillées peuvent être téléchargées à partir de la page d'assistance en ligne, sharpstar-optics.com. Toutes les clés Allen nécessaires à l'entretien et à la maintenance du HNT sont incluses dans le flight case, mais vous devrez investir dans un collimateur laser ou un oculaire de collimation Cheshire traditionnel, le premier étant légèrement plus facile à utiliser. SharpStar fournit un adaptateur d'oculaire de 1,25 pouce à cet effet.

Le HNT est si doué pour aspirer les photons que je pourrais utiliser le LiveView de l'appareil photo pour me concentrer sur les étoiles de seconde magnitude

Il est vraiment regrettable que le mois au cours duquel j'ai eu accès à la revue HNT ait coïncidé avec les pires intempéries d'automne dont je me souvienne. Alors que nuit après nuit, une couverture nuageuse solide se déroulait, une seule bonne nuit passable s'est présentée alors que tout ce que j'avais à portée de main était un reflex numérique Canon 550D au format APS-C, astro-modifié. En raison de l'introduction récente des lampadaires à LED, mon site d'observation désormais préféré dans la région rurale de North Norfolk se trouve à 19 kilomètres en voiture, se terminant par une piste agricole accidentée.

Après avoir soigneusement collimaté le HNT avant de partir, j'ai été particulièrement heureux de voir que l'instrument avait maintenu l'alignement une fois que je suis rentré chez moi après avoir fait deux fois le voyage moins que fluide. Cela devrait apaiser les craintes de la plupart des gens selon lesquelles le HNT pourrait être en quelque sorte « délicat » et incapable de maintenir la collimation.

Le porte-oculaire à crémaillère et pignon de 2,5 pouces lisse et solide du HNT est équipé de réglages grossiers et fins qui sont essentiels pour un instrument de cette vitesse où la profondeur de champ est minuscule. Le tube de traction du porte-oculaire a un filetage femelle M63 × 0,75 pour le correcteur de coma interne et l'adaptateur de caméra externe M63 × 0,75 mâle à M48 × 0,75 mâle fourni signifie que vous avez juste besoin de l'adaptateur annulaire DSLR-M48 approprié pour votre appareil photo pour garantir que le 55mm l'exigence de mise au point arrière est satisfaite. La mise au point est également rotative pour composer votre prise de vue, même si vous aurez besoin d'un petit tournevis à tête plate (non fourni) pour le faire. Mon capteur recadré Canon 550D a fourni un champ de vision légèrement supérieur à 3,0 × 2,0 degrés, par conséquent un reflex numérique plein format atteindra 4,9 × 3,3 degrés.

Mon Canon 550D avec un filtre clip CLS en place a enregistré des étoiles de dix-septième magnitude lors d'expositions de deux minutes à ISO 1600. Le HNT est si bon pour aspirer les photons que je pourrais utiliser le LiveView de l'appareil photo pour me concentrer sur les étoiles de deuxième magnitude. Pour toute personne habituée à l'astrophotographie à f/4, l'adoption d'un système f/2,8 signifie que vos temps d'exposition sont divisés par deux. En d'autres termes, le HNT vous permet de doubler votre productivité d'imagerie – un facteur très important en sa faveur lorsque l'on considère la diminution du nombre de nuits claires dans les îles britanniques alors que le réchauffement climatique s'affirme. Alors que je m'émerveillais des bandes de poussière dans les bras spiraux de la galaxie d'Andromède et que j'étudiais la structure détaillée et colorée de la nébuleuse du Voile, qui ont été enregistrées en seulement trois minutes, sur l'écran LCD de mon reflex numérique, je n'ai pas pu m'empêcher pensant que le HNT serait également idéal pour les vues presque en temps réel des galaxies et des nébuleuses disponibles grâce à l'astronomie assistée électroniquement (EAA), via l'intégration de caméras vidéo ou la nouvelle génération de capteurs CMOS rétro-éclairés ultra-sensibles.

Ce portrait du reste de la supernova de la nébuleuse du Voile de l'Est (NGC 6992/6995) à Cygnus a été capturé le 22 octobre 2019 dans un seul sous-marin de trois minutes à l'aide d'un reflex numérique Canon 550D astro-modifié et d'un filtre CLS à ISO 1600.

Pensées finales

Le HNT et son clone Telescope Service, l'astrographe hyperbolique TS-Optics 150mm f/2.8, est en concurrence avec l'astrographe TS-Optics Boren-Simon 150mm f/2.9 PowerNewton et le C6 Schmidt-Cassegrain de Celestron équipé d'un adaptateur Starizona HyperStar pour l'imagerie à f /1.9. Ce dernier a des revêtements StarBright à haute transmission et la même ouverture et la même obstruction centrale (70 mm) que le HNT, mais semble offrir deux fois la vitesse photographique. Cependant, un combo C6 et HyperStar est limité à un champ de 16 mm (trois degrés) et, comme l'appareil photo doit être placé devant la plaque de correction Schmidt, son diamètre ne peut pas dépasser 70 mm, excluant tout reflex numérique. Cela dit, un C6 plus un HyperStar plus une caméra CMOS typique font pencher la balance à moins de 4,5 kilogrammes, contre 5,3 kilogrammes de l'OTA du HNT.

À bien des égards, le SharpStar D 150mm, f/2.8 HNT est un hommage aux astrographes newtoniens Takahashi Epsilon 130ED f/3.3 et 180ED f/2.8 qui comportent également des miroirs hyperboloïdaux, mais à une fraction de leur coût. Bien que personne ne suggère que le HNT est dans la même ligue, en termes de qualité optique et de construction, qu'un Takahashi, les spécifications sur papier du SharpStar sont impressionnantes. Le fabricant m'a assuré que les miroirs primaires et secondaires de production sont calculés à une huitième d'onde (bien que RMS ou crête à vallée n'ait pas été spécifié). De même, l'utilisation du verre H-PZ33, aux propriétés prétendument similaires au Pyrex, doit être vérifiée.

Cette image de la nébuleuse de l'Amérique du Nord (NGC 7000) à Cygnus est un simple sous-marin de trois minutes capturé le 22 octobre 2019 avec un reflex Canon 550D astro-modifié et un filtre CLS à ISO 1600.

Après avoir démonté le test HNT, j'ai constaté que le miroir primaire est nativement f/3,5, d'où le correcteur de coma à trois éléments agit également comme un réducteur 0,8×. Étant donné que l'axe mineur du miroir secondaire est de 70 mm et que son axe optique se trouve à 300 mm du primaire, le HNT fournit un champ entièrement éclairé d'au moins 10 mm. La spécification du diagramme ponctuel de l'instrument fournit un champ entièrement corrigé aux coins d'un capteur 36 × 24 mm, mais il y aura un vignettage avec les reflex numériques plein format, vous aurez donc toujours besoin de cadres plats. Cependant, il est indéniable que le HNT fournit une solution d'imagerie rapide bien conçue et robuste, dont la polyvalence le distingue des systèmes concurrents basés sur HyperStar.

Conception optique : Newtonien hyperboloïde avec correcteur/réducteur de coma à trois éléments

Ouverture: 150 mm (149 mm, mesuré)

Distance focale: 420 mm (418 mm, mesuré)

Matériau du miroir : H-PZ33 (similaire au verre Pyrex)

Revêtements miroir : aluminium amélioré (96% de réflectivité)

Type de correcteur : triplet, à espacement aérien

Obstruction centrale : 70 mm (47 % du diamètre de l'ouverture)

Cercle d'images : 44 mm Ø, champ de vision de 6 degrés

Échelle de l'image : 7,3 mm/degré, 491 secondes d'arc/mm

Focuseur : Crémaillère et pignon de 2,5 pouces, mise au point grossière et fine

Matériau des tubes : fibre de carbone, anneaux d'extrémité en aluminium CNC anodisé

Dimensions des tubes : 450 mm de long, 195 mm de diamètre (anneaux d'extrémité, 200 mm Ø)

Poids du tube : 5,3 kg (y compris les anneaux de tube anodisés, la poignée de transport et la queue d'aronde Vixen)

Autres caractéristiques: Flight case en aluminium personnalisé doublé de mousse Barres de montage en queue d'aronde de style Losmandy et Vixen poignée de transport avec rail de caméra piggyback Adaptateur d'oculaire de 1,25 pouce Outil de retrait de correcteur d'adaptateur de caméra M48 × 0,75.

Prix: 1 709 £ – 10 % de réduction sur le prix promotionnel de lancement, TVA incluse

Ade Ashford a parcouru le monde en écrivant sur l'astronomie et les télescopes, faisant partie du personnel de magazines d'astronomie des deux côtés de l'Atlantique. Sa première revue Astronomy Now est parue il y a un quart de siècle.


Réducteur de focale LX200GPS 14 pouces

Jouez avec le réglage Barlow/Réducteur jusqu'à ce que vous obteniez le FOV requis.

La lune a un diamètre d'environ 0,50 degrés.

#3 Ingénierie Peterson

Fournisseur - Peterson Engineering

Un réducteur de focale est en fait un réducteur de taille d'image. Le problème est que plus vous appliquez de réduction, plus le cercle d'image est petit et plus la mise au point arrière est courte.

J'ai aussi un 14" et à la mise au point principale, il y a un vignettage normal mais mon champ de vision ASI2600MC-P n'est que de 23' X 15'. Et il y a un vignettage horrible si je laisse tomber le réducteur de focale f/6.3 dans le mix.

Votre puce de 35,8 X 23,9 mm a une diagonale de 40,0 mm. Vous ne pouvez donc pas utiliser votre puce pleine taille 6000 x 3376 pixels avec cette lunette. Mais vous avez la possibilité d'utiliser simplement les plus petites matrices de 3936 x 2624, 3936 x 2216, 3008 x 1688, 3008 x 2000 pixels. Un réducteur de focale f/6,3 vous donnera une taille d'image de pleine lune de 19,5 mm sur votre puce de 35,8 x 23,9 mm.

#4 Maintenant c'est triste

Un réducteur de focale est en fait un réducteur de taille d'image. Le problème est que plus vous appliquez de réduction, plus le cercle de l'image est petit et plus la mise au point arrière est courte.

J'ai aussi un 14" et à la mise au point principale, il y a un vignettage normal mais mon champ de vision ASI2600MC-P n'est que de 23' X 15'. Et il y a un vignettage horrible si je laisse tomber le réducteur de focale f/6.3 dans le mix.

Votre puce de 35,8 X 23,9 mm a une diagonale de 40,0 mm. Vous ne pouvez donc pas utiliser votre puce pleine taille 6000 x 3376 pixels avec cette lunette. Mais vous avez la possibilité d'utiliser simplement les plus petites matrices de 3936 x 2624, 3936 x 2216, 3008 x 1688, 3008 x 2000 pixels. Un réducteur de focale f/6,3 vous donnera une taille d'image de pleine lune de 19,5 mm sur votre puce 35,8 x 23,9 mm.

Donc, si je faisais un réducteur 0,63x, le diamètre de l'image utile (Diamètre pour lequel le vignettage peut encore être ajusté) serait-il inférieur à 20 mm? Ou existe-t-il des lectures ou de la documentation qui pourraient m'aider à comprendre ces calculs ainsi que la distance de mise au point arrière ?

De plus, si cela fonctionnait, existe-t-il des recommandations pour les réducteurs de focale qui pourraient fonctionner ? Ma principale préoccupation est que j'ai déjà acheté plusieurs Emount à 2 pouces en essayant de trouver quelque chose qui fonctionnera et étant donné que cela ajoute à la complexité de la mise au point arrière et du vignettage, je veux m'assurer que je n'achète pas quelque chose qui aurait un vignettage inutilisable ou être incapable de se concentrer.

C'est d'ailleurs l'image que j'ai pu obtenir jusqu'à présent.


#5 Peterson Ingénierie

Fournisseur - Peterson Engineering

Par "Emount to 2in bore", je suppose que vous avez ajouté un EyeOpener ou quelque chose du genre, ouvrant votre chemin optique de 1,5" à près de 2". Oui, cela ouvre le chemin optique et agrandit le cercle illuminé, vous donnant un FOV plus grand.

Je calcule que pour s'adapter à la lune de 1/2 degré, vous auriez besoin d'un cercle illuminé de 31 mm. Et puisque votre axe Y mesure 24 mm, votre couverture partielle semble être à peu près correcte.

Les caméras et les télescopes doivent être soigneusement appariés. Saisir une caméra aléatoire et un télescope aléatoire entraîne souvent un décalage. Ce que vous voyez est à peu près ce que vous allez obtenir. Votre configuration actuelle a déjà un léger vignettage, mais la lune est si brillante que ce n'est pas significatif. L'ajout d'un réducteur de focale vous donnera un champ de vision plus large, mais avec tout ce que vous avez maintenant à la mise au point principale, la vignette sera rapidement et ne sera pas utilisable. Été là. C'est fait.

Bref, impossible d'y arriver d'ici.

Bien, vous pouvez. Je fais. Mais pour moi, pour capturer la pleine lune dans mon f/10 14", il est nécessaire de créer une mosaïque fusionnant les différentes sections de la lune à l'aide de PhotoShop.


Quel est le grossissement et le champ de vision réel de la caméra NexImage lorsqu'elle est placée dans mon porte-oculaire ?

Le grossissement approximatif d'une caméra d'imagerie astronomique est équivalent à celui d'un oculaire avec la même distance focale en millimètres que la taille diagonale du film ou de la puce de la caméra. Étant donné que la taille de la puce de l'appareil photo NexImage # 93712 d'origine est de 3,6 mm x 2,7 mm, elle a une diagonale de 4,5 mm. Il est donc équivalent en grossissement à un oculaire de 5 mm à champ de vision apparent typique de 50 degrés. Pour déterminer le grossissement approximatif lors de l'utilisation de cette NexImage, divisez la distance focale de votre télescope (en mm) par 5.

Avec le nouveau #93711 NexImage 5, la taille de la puce est plus grande, 5,7 mm x 4,3 mm, avec une diagonale de 7 mm. Il équivaut donc à un oculaire de 7 mm. Il a donc un champ de vision plus large que la caméra NexImage d'origine. Divisez la distance focale de votre télescope (en mm) par 7 pour déterminer le grossissement de NexImage 5.

Pour calculer avec précision le champ de vision réel (TFOV) de n'importe quelle caméra pour n'importe quel système optique, vous pouvez utiliser la méthode de dérive. Sur l'équateur céleste, une étoile dérivera 15 secondes d'arc pour chaque seconde de temps.

Avec le lecteur de votre lunette éteint, laissez une telle étoile dériver complètement à travers le champ de vision de la caméra. Multipliez ce temps en secondes par 15 pour obtenir le TFOV en secondes d'arc. Multipliez le temps par 1/4 pour obtenir le TFOV en minutes d'arc. Un temps de dérive de 30 secondes correspond à un TFOV de 450 secondes d'arc ou 7,5 minutes d'arc.

Vous pouvez également dériver géométriquement le champ de vision. Divisez la dimension diagonale de la puce de l'une ou l'autre caméra par la distance focale de votre système optique, puis multipliez par 206265. Le nombre résultant sera le TFOV en secondes d'arc. Si vous êtes plutôt intéressé par la longueur et la largeur, utilisez ces dimensions au lieu de la diagonale.

Exemple : Un C11 avec une distance focale de 2800 mm a un TFOV utilisant le NexImage d'origine à la focale principale de 265x199 secondes d'arc. À titre de comparaison, la pleine lune mesure 1800 secondes d'arc.


Limite de diffraction

La courbure de la lumière qui provoque ce motif d'interférence est connue sous le nom de "diffraction", et le disque d'Airy est également connu sous le nom de motif de diffraction de la lunette.

Le rayon du disque central de ce motif, en radians - appelons-le "R" - est donné par la formule

où &lambda est la longueur d'onde de la lumière, qui est de 550x10 -9 m pour la lumière verte, et Dportée est le diamètre de l'objectif en mètres (donc vraiment la même chose que DO, mais pour souligner que c'est en mètres, pas en millimètres).

En ce qui concerne votre télescope, ce qui est important dans cette équation, c'est que la taille du disque d'Airy dépend UNIQUEMENT du diamètre de l'objectif, et à mesure que le diamètre de l'objectif augmente, le disque d'Airy devient plus petit.

This means as the diameter of your scope gets bigger, you can see smaller and smaller detail -- or equivalently, you can split stars that are closer together. Conversely, this means that there is a limit to the detail you can see with your scope. That limit is dictated ENTIRELY by the diameter of the scope, and it is due to the diffraction effects caused by the scope opening.

For this reason, the radius of the Airy disk, as calculated above, is known as the "diffraction limit". Noter then that when you can see the rings of the Airy Disk, this signals to you that you are operating at the limit of the scope's power to resolve detail.

Translating the Diffraction Limit

You can convert the radius of the Airy Disk in the formula above to separation of stars in arc-seconds as follows:
Start by replacing &lambda with 550×10 -9 which is the wavelength of green light, sitting at the center of the visible range, so 1.22× &lambda /DO = 670×10 -9 radians ÷ scope diameter in meters.
Multiply by 1000 to get 670×10 -6 radians ÷ scope diameter in mm.
Multiply by 57.3 to get 38.4×10 -3 degrees ÷ scope diameter in mm.
Multiply by 3600 to get 138.4 arc-sec ÷ scope diameter in mm.
Note that the Dawes Limit is smaller than this, meaning a good observer can beat what the diffraction limit predicts.


How do we calculate the image circle of a telescope at prime focus? - Astronomie

If this were a real, in-class examination, you would be reminded here of the exam rules, which are as follows. "You may consult only one page of formulas and constants, and a calculator, while taking this test. You may not consult any books, nor each other. All of your work must be written on the attached pages, using the reverse sides if necessary. The final answers, and any formulas you use or derive, must be indicated clearly. Exams are due three hours after we begin, and will be returned to you tomorrow."

1 (50 points) A 20 cm diameter, 100 cm focal length lens is followed by two smaller lenses, with focal lengths 4.76 cm and 5 cm, as sketched in Figure 1. The first of these lies 104.76 cm past the large lens, and the other lies 9.76 cm further on. All of the lenses are made of flint glass (m = 1.5). The arrangement is used as a telescope, with the large lens as the objective (primary) and with a detector in the final focal plane.

a. Calculate the plate scale in the focal plane. [See solution]

b. Calculate the position and diameter of the pupil that would serve best as a Lyot stop indicate this position on Figure 1. [See solution]

c. As drawn, the system suffers from a modest amount of Petzval field curvature. Design a field-flattening lens for use at the focal plane that would eliminate this curvature calculate an index and focal length for this optical element. [See solution]

d. The second lens is replaced by a lens with focal length -4.76 cm, once again made from glass with refractive index 1.5, and the two smaller lenses, still separated by 9.76 cm, are moved closer to the objective, so that the new negative lens is 95.24 cm from the large lens, as shown in Figure 2. The new system has the same plate scale as the old one, and can in principle perform exactly the same tasks.

Compared to the previous arrangement, this one has one potential disadvantage and one minor advantage. What are they? (Hint: see parts b and c above) [See solution]

2. (30 points) Coma and astigmatism.

a. Consider observations of a 10 arcminute diameter field at the prime focus of a 6 meter focal length paraboloidal telescope. For what telescope diameter will the effects of coma and astigmatism be equal? Which of these is the larger effect for diameters larger and smaller than this? [See solution]

b. Now consider observations at the prime focus of a 2 meter diameter, 6 meter focal length paraboloidal telescope. For what angular diameter will the effects of coma and astigmatism be equal? Which of these is the larger effect for angular diameter larger and smaller than this? [See solution]

3. (30 points) The spot diagram in Figure 3 was produced in the paraxial focal plane of a spherical mirror 20 cm in diameter. The incident rays were arranged in concentric circles, and spread all the way to the edge of the mirror (like RayTrace's "Bullseye" pattern).

a. On Figure 3, identify the spots corresponding to the rays which reflected from the mirror at coordinates (x, y) = (0, 10 cm), (0, 0), and (0, -10 cm). [See solution]

b. What is this mirror's radius of curvature? [See solution]

4. (50 points) A Gregorian telescope, depicted in Figure 4, has a primary mirror with diameter 2 m and apex radius of curvature 6 m. Its secondary mirror has eccentricity 0.5 and apex radius of curvature 3 m.

a. Calculate the distances from the secondary mirror's apex to the primary's apex, and from the secondary's apex to the focal plane. [See solution]

b. Calculate the plate scale in the final, Gregorian, focal plane, in arcsec mm-1. [See solution]

c. Consider the primary's edge to be the aperture stop, and calculate the diameter of the telescope's exit pupil, and the distance from this pupil to the secondary's apex. [See solution]

d. Indicate the position and size of the exit pupil on the telescope diagram shown in Figure 4. [See solution]

5. (30 points) A small, concave paraboloidal mirror, with diameter 2 cm and apex radius of curvature 200 cm, is used to make an image of two stars which are separated by an angle of 0.01 radian in the sky.

a. First, the mirror is aligned so that the light from the two stars is incident on the mirror at equal and opposite angles from the paraboloid's axis. Compute the distance between the stellar images in the focal plane. [See solution]

b. Next, the mirror is tilted so that one star's light is incident at an angle 0.1 radian from the paraboloid's axis, and the other star's light at 0.11 radian from this axis. The stellar images in the focal plane remain sharp, but appear to lie further apart than was the case in part a. Which aberration gives rise to this increase in the separation of the images? By how much did the distance between the images increase? [See solution]

6. (50 points) Reflection losses and detector quantum efficiency.

a. Calculate the transmission of the planar surface of a dielectric medium with index of refraction m for light of wavelength l incident normally from vacuum. [See solution]

b. Repeat the calculation for the same surface coated with a plane-parallel dielectric film with index and thickness . [See solution]

7. (70 points) Extragalactic observations of the [O III] 0.5007 m m line. A certain spiral galaxy, at rest with respect to the Sun and seen nearly edge-on, emits the [O III] 0.5007 m m line throughout its disk. The galaxy rotates with circular speed 360 km s -1 , so that on one side of the galactic nucleus the line appears at l = 0.5013 m m, and on the other side it appears at l = 0.5001 m m.

a. Consider observations of this galaxy with a normal-incidence grating spectrometer, in first order. The groove spacing of the grating is une = 2.0 m m. At what angles (in degrees) will the wavelengths corresponding to the limits of galactic rotation be dispersed? [See solution]

b. At what angle (in degrees) should the grating be blazed, to ensure optimum efficiency? [See solution]

c. A camera lens is used to focus the dispersed light onto a CCD detector array with pixels spaced by 10 m m. It is desired that the wavelength range of galactic rotation correspond to 20 detector spacings. What should the focal length of the camera lens be? [See solution]

d. It is also desired that the wavelength range of galactic rotation correspond to 10 spectral resolution elements (FWHM). How many grating rulings need to be illuminated, and what is the diameter of the beam incident on the grating? [See solution]

e. At l = 0.5007 m m, good Fabry-Perot interferometers have finesse typically equal to 30. In what order would such a Fabry-Perot need to be operated if it were to have the same FWHM spectral resolution as the grating spectrometer discussed above? [See solution]

f. By how much would the Fabry-Perot mirror spacing need to be changed for this order to be scanned over the wavelength range of galactic rotation? [See solution]

8. (70 points) Photon noise and Johnson noise.

a. Starting with the Bose-Einstein probability distribution for photons, show that the standard deviation in photon number per mode in blackbody radiation is given by

b. A photodetector with resistance R absorbs a single mode and polarization of radiation emitted from a blackbody. The detector is hooked up in a circuit in such a way that there is no DC photocurrent or shot noise present, but only AC currents like those from the photon-number fluctuations calculated in part a. Take the electrical noise power per unit bandwidth dissipated in the detector to be equal to the power fluctuations corresponding to these photon-noise fluctuations, and derive an expression for the standard deviation of current in the detector. Show that in the Rayleigh-Jeans limit (h n ? kT) this expression reduces to the familiar expression for Johnson noise,

9. (70 points) A Cassegrain telescope, shown in Figure 5, is followed by a pair of lenses set up as collimator and camera. Its parameters are: primary diameter 1 m, primary focal length 2 m, secondary diameter 0.25 m, secondary focal lengths 0.5 m, 2.5 m, collimator focal length 0.2 m, camera focal length 0.1 m, collimator-camera lens separation 30 cm. It is used for observations at a wavelength of 100 m m.

a. What is the FWHM diameter of the diffraction spot at the Cassegrain focus? [See solution]

b. A detector lies at the focus of the camera lens, and is exactly the size of the FWHM diffraction spot at this focus. What is its diameter? [See solution]

c. There is a place between the collimator and camera lenses at which the diffraction-limited beam diameter reaches a minimum. Where is it, and what is the FWHM diameter of the beam there? Sketch of the envelope of the beam as it propagates from the Cassegrain focus, through the two lenses, and arrives at the detector. [See solution]

d. A cryogenic filter with Dl/l = 10 -2 and transmission 0.2 is placed in front of the detector, which is also held at a cryogenic temperature. The telescope's temperature is 300 K, and its effective emissivity is 0.1. The detector's quantum efficiency is 0.5, and its photoconductive gain and gain dispersion are both 1. What is the background-limited noise equivalent power (NEP) of the system? [See solution]

e. A certain compact celestial object produces a flux of 1.3 10 -15 W m -2 at the Earth's surface, within the bandwidth of the filter used in part d. How long would it take the system to detect this object with a signal-to-noise ratio of 10? [See solution]

10. (50 points) Calculate the intensity on a screen in the far field, as a function of angle with respect to the optical axis, of light diffracted by a square aperture with side une.


Frequently Asked Questions

The telescope can be transported in 2 main parts--telescope tube and mount. Loosen the thumbscrews on the tube rings and remove the telescope tube from the mount. We suggest removing the accessories (finderscope and bracket, and the eyepiece) from the optical tube. Cover the telescope tube and the eyepiece with their caps. It is also convenient to remove the fine-adjustment control cables and counterweight rod/counterweights. Accessory tray should be removed in order to transport with the 3 tripod legs closed. The telescope can be transported in a vehicle without a problem. Padded insulation can prevent scratches on the tube but it is not necessary. The mirrors may go out of collimation after a bumpy ride but collimation would be required after transportation anyway, with or without padding.

Should I use colour filters?

Should I get a motor drive with my equatorial mount?

What is the advantage of a large aperture telescope?

I’m trying to collimate my reflector but all I see at the back of my telescope is 3 Phillip’s-head screws. Where are the 2 sets of screws?

Your optical tube is probably covered with a metal back plate. The 3 Phillip&rsquos-head screws are there to hold the metal plate in place. Loosen them and remove the metal plate. You should be able to see the back of the primary mirror and 2 sets of screws around it.

Which mount should I buy for my telescope?

The image with my low power eyepiece is clear, but my high power is fuzzy. What's wrong with it?

Which eyepiece design is best?

Where can I buy Sky-Watcher telescopes in the U.S.?

Please contact Sky-Watcher USA:

475 Alaska Avenue, Torrance, CA 90503

Can I buy direct from you?

I live in Europe, where can I buy Sky-Watcher telescopes?

You can buy Sky-Watcher products through our European distributor in your area. See a list of the Sky-Watcher distributors: http://www.skywatcher.com/where_to_buy.php

What can I see with my telescope?

Where can I buy Sky-Watcher telescopes in Canada?

We have dealers in most provinces in Canada. See the list of the Sky-Watcher dealers: .

Will I see objects as they appear in photographs?

Will a telescope work without an eyepiece?

How much magnification can I use with my telescope?

Every telescope is different, but a rough rule of thumb is 30-50X per inch diameter of the objective. A good refractor may, however, use 100X/inch on bright objects, so this is not a hard rule. You can always increase the magnification above these limits, but it is pointless if you're not seeing more. This rule breaks down for larger instruments, as the distortion of the atmosphere limits practical magnification to 300X. See Usable Magnifications.


Voir la vidéo: La circonférence du cercle (Mai 2022).


Commentaires:

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  7. Home

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