ВНИМАНИЕ! На форуме началось голосование в конкурсе - астрофотография месяца МАРТ!
0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.
Есть такая теоретическая задача, напрямую перетекающая в практическую.
В схеме Монка допускается компромисс между разрешением и светосилой пучка.
For low-resolution applications, the Monk-Gillieson mount enjoys a certain amount of popularity, since it represents the simplest and least expensive spectrometric system imaginable.
Можно где-нибудь для бесщелевого спектроскопа с дифрешеткой в сходящемся пучке (после объектива или ГЗ телескопа) увидеть график светосила - максимальное разрешение (ограниченное именно сходимостью пучка) ?
Полагая, что светосила Q равна квадрату геометрического относительного отверстия , с учетом (2) получаем:R=16/3 Q-1
Спасибо, буду знать, как это называется, и в дальнейшем по-прежнему в своем спектроскопе с дифрешеткой в апертуре буду стараться избежать спектральной комы и других факторов "лимитирующих спектральную разрешающую способность бесщелевого спектрографа" - и без них проблем хватает.
Однако, там как-то слишком накручено-перекручено...Для любителей наверное привычнее ориентироваться по обратному относительному отверстию F/D
При калибровке приходится все-таки работать с неколлимированным светом удаленного более 1 км источника. При размере решетки 0.1 м это соответствует F/D>10000 и по указанной здесь зависимости разрешение ограничено величиной 16/(3*10^8) - явно мизерной даже по сравнению с теоретическим разрешением 120000.
Нет, не "перекручено", так как выше Вы сами просили показать зависимость R от светосилы. Я Вам именно её и дал. Если бы просили дать зависимость R от обратного отн. отверстия, то тогда это просто выражение (15.3.13) из D. Schroeder, "Astronomical Optics".
на Вашем снимке Юпитера оцениваю разрешение 0.064 A, R = 9200, ширину линий на полувысоте оцениваю как 10 пикселов. Допускаю, что само разрешение может быть несколько выше, но нет более узких линий, чтобы подтвердить/опровергнуть. Примерно такое же разрешение (9060) насчитал для спектра Полярной звезды krussh.
Но тогда и в Вашем приложении речь идет не о разрешении в строгом смысле (которое чем меньше численно, тем лучше), а об обратном разрешении
Скачать D. Schroeder, "Astronomical Optics" 1987г. с указанными Вами номерами формул и страницами - для проверки - мне не удалось ни тогда ни сейчас
Надеюсь, что претензий к построенному мной графику и сделанным по нему выводам у Вас нет.
Вторая - размерная, это минимальный интервал между длинами волн соседних спектральных линий, фиксируемых как отдельные.
И в нашей литературе, и в зарубежных источниках очень часто эти термины используют как взаимозаменяемые, но из контекста обычно достаточно чётко понятно, что в конкретном случае имеется в виду.
Если уж придерживаться всех канонов, то вторая величина (англ. - resolution, spectral resolution) тоже безразмерная, это минимальный интервал между длинами волн соседних спектральных линий, фиксируемых как отдельные, разделенный на их среднюю длину волны (dL/L).
Ну уж нет.
В разделе 15.3 Fast spectrometers со стр.380 всего две формулы, и вторая (15.3.2) с точностью наоборот похожа на (2) в Вашем приложенииATC=(3 theta)/(16 F^2) где theta есть "angle of the sky" - не знаю что такое "угол неба"F - focal ratio - наверное то самое обратное относительное отверстие F/D, которое я использовал,ATC наверное есть "правильное" разрешение, которое тем лучше чем меньше численно (уяснить точный смысл этой аббревиатуры при обзоре книги мне не удалось).
Можно было бы учесть еще неточечность такой искуственной звезды (ведь теоретическая "точка" на моем МТО 11 СА в комплекте с Canon 400D 2-3 пикселя (6.1 мкм на пиксель), что как минимум в 2 раза меньше полученной "точки" от шара).