Разместить ПЗС-матрицу в главном фокусе телескопа или обсерватории – отличный способ получения превосходных изображений; похожую технологию используют уже более 100 лет. Но возможно ли использовать одну только ПЗС-матрицу, без зеркал или линз?
Сотни лет принцип использования телескопа был простейшим из простейших: создать линзу или зеркало для сбора большого количества света, сфокусировать его на детекторе (глаз, фотопластинка, электронное устройство), и увидеть что-то, лежащее далеко за пределами возможностей невооружённого глаза. Со временем линзы и зеркала становились больше в диаметре и их делали со всё возрастающей точностью, а детекторы достигли уровня, на котором они способны собирать и использовать каждый поступающий фотон. Качество детекторов может заставить вас задуматься о том, зачем нам вообще нужны линзы! Об этом и спрашивает наш читатель:
Зачем нам нужны линзы и зеркала для создания телескопа, если у нас есть ПЗС-датчики? Почему бы вместо того, чтобы делать 10-метровое зеркало или линзу, фокусирующую свет на маленьком датчике, не сделать 10-метровый датчик?
Вопрос очень хитрый, ведь если бы могли такое сделать, это произвело бы революцию.
Сравнение размеров зеркал различных существующих и предлагаемых телескопов. Когда заработает Гигантский Магелланов телескоп, он станет крупнейшем в мире, и первым в классе оптических телескопов с диаметром более 25 м; впоследствии его должен будет превзойти Европейский чрезвычайно большой телескоп. Но у всех этих телескопов есть зеркала.
Неважно, насколько хорошо отражает наша поверхность, насколько точно мы шлифуем и полируем наши линзы, насколько равномерно и осторожно мы наносим покрытие, и насколько хорошо мы отталкиваем и уничтожаем пыль — никакое зеркало или линза никогда не будут оптически идеальными на 100%. Некая доля света будет теряться на каждом шаге и с каждым отражением. Учитывая, что современные крупнейшие схемы телескопов требуют многоступенчатых зеркал, включая большое отверстие в основном зеркале, обеспечивающее хорошее местоположение для отражения света, в схеме для сбора информации о Вселенной с использованием зеркал и линз есть неотъемлемые ограничения.
Цель ясна и прекрасна: удалить ненужные шаги, устранить любые потери света. Эта идея может показаться простой, и поскольку ПЗС-датчики становятся всё более распространёнными и дешевеют, возможно, она и найдёт своё применение в астрономии будущего. Но реализация такой мечты будет не очень простой, поскольку на её пути есть очень важные препятствия, которые необходимо преодолеть, чтобы получить телескоп без зеркал или линз. Давайте пройдёмся по ним.
Изображение 1887 года туманности Андромеды впервые продемонстрировало структуру спиральных рукавов ближайшей крупной галактики к Млечному Пути. Она полностью белая из-за того, что фотография была сделана без применения фильтров – вместо того, чтобы сделать фото через красный, зелёный и синий фильтр, а потом совместить эти цвета.
1) ПЗС прекрасно измеряют свет, но они не сортируют и не фильтруют длины волн. Вы не думали над тем, почему все старые фотографии звёзд и галактик выполнены чёрно-белыми, несмотря на то, что у самих звёзд и галактик есть определённые цвета? Всё потому, что они не собирали свет отдельными фильтрами по разным длинам волн. Даже современные телескопы располагают фильтр между приходящим светом и ПЗС/камерой, чтобы нацелиться на определённую длину волны или набор длин волн, сделать несколько изображений с несколькими фильтрами, а потом воссоздать изображение в истинных цветах или в ложных.
Галактика Андромеды (М31), снятая с наземного телескопа через несколько фильтров, после чего по этим фотографиям был создан цветной портрет
Этого можно избежать, создав полный набор фильтров для каждого отдельного элемента ПЗС, но конструкция получится громоздкой, дорогой и потребует, чтобы эти фильтры были расположены где-то за элементами ПЗС, поскольку нужно сохранить полноту участка сбора света, который в обычной ситуации занимало бы зеркало или линзы, смотрящие в небо. Это не непреодолимое препятствие, но для этой проблемы в настоящее время решений у нас нет.
ПЗС большой площади чрезвычайно полезны для сбора и обнаружения света, и для максимизации пользы каждого отдельного приходящего фотона. Но без зеркала или линз, предварительно фокусирующих свет, всенаправленная природа ПЗС не сможет выдать осмысленное изображение наблюдаемого объекта
2) ПЗС не измеряет направление пришедшего света. Для получения осмысленных изображений, которые так хорошо выходят у телескопов, им необходимо измерять не только интенсивность и длину волны входящего света, но и его направление. У линз и зеркал есть замечательное свойство – свет, приходящий от чрезвычайно удалённого источника, перпендикулярный к плоскости зеркала, фокусируется таким образом, что попадает в камеру/фотопластинку/ПЗС, а свет с других направлений из-за отражений и преломлений туда не попадает. Для отдельной ПЗС-матрицы это не так: она регистрирует свет с любого направления. Если вы не сведёте лучи в пучок, не сфокусируете свет заранее, вы просто увидите яркое белое небо по всем направлениям — никакой информации о направлении света там не сохранится.
Схема работы аппаратуры солнечного телескопа МакМаса-Пирса, телескопа с самым длинным оптическим тоннелем в мире. Даже ему в итоге требуется зеркало для получения высококачественных изображений.
Можно подумать, что вариантом решения этой проблемы будет построить чрезвычайно длинную, непрозрачную трубу, перпендикулярную плоскости ПЗС-матрицы, но и это представляет собой проблему: без линз и зеркала свет всего, что расположено в поле зрения, попадёт на каждый пиксель вашей матрицы. Даже длиннейшей шахте из когда-либо построенных для этих целей, солнечному телескопу МакМаса-Пирса [длина шахты 220 м / прим. перев.], всё равно требуется зеркало или линзы для фокусировки света. Это самая большая проблема в использовании ПЗС-матрицы в одиночку для измерения света, и самая основная причина, по которой необходимо оборудовать её зеркалом или линзой.
На фото, сделанном на фабрике Astrium в Тулузе, показан набор из 106 ПЗС-матриц, составляющих фокальную плоскость космического телескопа Гея. ПЗС прикручены к поддерживающей их структуре (CSS). CSS (серая пластина под ПЗС) весит порядка 20 кг и сделана из карбида кремния (SiC), материала с замечательной термической и механической стабильностью. Размеры плоскости: 1 ? 0,5 м
3) ПЗС слишком дороги для того, чтобы ими можно было покрыть круг диаметром в 10 метров. Сами по себе ПЗС-матрицы стоят дорого; передовая 12 мегапиксельная ПЗС, с пикселями (и покрывающими их микролинзами) размером в 3,1 мкм в поперечнике, продаётся за $3700. Чтобы покрыть ими площадь, эквивалентную 10-метровому зеркалу, потребовалось бы 700 000 матриц: такая стоимость приближается к неприемлемым $3 млрд. Для сравнения, Европейский чрезвычайно большой телескоп с основным зеркалом диаметром 39 метров вместе со всей обсерваторией и оборудованием оценивается в €1083 млн – меньше, чем половина от первой суммы.
На диаграмме показана новейшая система из пяти зеркал Европейского чрезвычайно большого телескопа. Перед тем, как попасть к научным инструментам, свет сначала отражается от гигантского вогнутого составного зеркала 39 м в диаметре (М1), затем отражается от двух 4-метровых зеркал, выпуклого (М2) и вогнутого (М3). Два последних зеркала (М4 и М5) формируют встроенную адаптивную оптическую систему для получения чрезвычайно чётких изображений на конечной фокальной плоскости.
Добавочное количество света, поступавшего бы в ПЗС без зеркал, было бы крохотным, поскольку на каждом отражении мы теряем порядка 5-10% света, но при этом переходя от 10-метрового до 39-метрового диаметра зеркала мы увеличиваем количество света на 1500% (тысячу пятьсот процентов)! Проще говоря, можно потратить деньги гораздо лучше, если вашей целью будет сбор большего количества света и увеличение разрешения.
На земле крупные и массивные телескопы обычно не представляют проблем, пока форма зеркал поддерживается идеальной для отражения света. Но в космосе стоимость запуска определяется размером и весом, поэтому каждая небольшая экономия дорогого стоит
4) Если вы хотите сэкономить на весе, есть решение получше. Космический телескоп Хаббла был невероятно сложным в запуске и развёртывании, не только из-за своего размера, но и из-за веса. Тяжесть основного зеркала была одним из крупнейших препятствий для миссии. А вот у телескопа Джеймса Уэбба площадь, собирающая свет, будет в семь раз больше, чем у Хаббла, а весить он будет даже меньше половины своего более крупного предшественника. В чём секрет? Отлейте зеркало, придайте ему форму, отполируйте – а затем высверлите материал с задней части.
Установка последнего, 18-го сегмента основного зеркала телескопа Джеймса Уэбба. Тёмные крышки защищают позолоченные сегменты зеркал, при этом с задней их части убрали уже 92% изначального материала.
В космосе с гравитацией бороться не нужно, поэтому для поддержки телескопа не требуется особая структурная прочность. После изготовления каждого из 18 сегментов телескопа Джеймса Уэбба, с их обратной стороны было высверлено 92% изначальной массы – это позволило поддержать форму передней части зеркала и кардинально сэкономить на весе.
Внутренности и основное зеркало Большого Канарского телескопа, обладателя самого большого зеркала в мире (10,4 м)
Есть много причин, по которым можно было бы построить телескоп без линз или зеркал – оптимизация по весу, стоимости, материалам, мощности сбора света, качеству изображения, разрешения в любом случае потребует каких-то компромиссов. Но то, что ПЗС-матрицы самостоятельно не способны измерять направление приходящего света, представляет собой большую проблему для создания беззеркального телескопа. Хотя каждая зеркальная поверхность, от которой отражается свет, приводит к его частичной потере, зеркала остаются лучшим способом получения изображений Вселенной с высоким разрешением, отличным качеством, с большой площадью сбора света и относительно невысокой стоимостью. Если стоимость ПЗС будет падать, если можно будет построить решётку размером с зеркало телескопа, а также получится измерять направление приходящего света в реальном времени, тогда уже можно будет о чём-то разговаривать. Но пока не предвидится замены оптической науке. Более чем через 300 лет после первой публикации революционного трактата о природе света, правила Ньютона при создании отдельных телескопов ещё никто не победил!
Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].
ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части
Комментарии (35)
dipsy
13.03.2018 10:59+1Не раскрыта тема массива из N сравнительно маленьких телескопов, данные с которых программно суммируются для повышения качества общей картинки.
clawham
13.03.2018 11:30вы удивитесь но разрешение камеры вояджера 400 х400 пикселей но картинки от него мы получали в фуллHD! Откуда? а вот дело в том что вселенная почти статичный обьект. а если чтото и движется то мы знаем скорость и направление. Значит мы можем коректировать направление одного мелкого телескопа так чтоб захватывать нужные нам сегменты а потом сшивать их воедино. Это уже давно применяют на хабле и на наземных телескопах для увеличения разрешения, повышения четкости и т.д. основополагающим в этом деле есть качество зеркала и качество плоскости матрицы ибо уже вышли на десятые микрона погрешности и этого всеравно мало! вы же по нимаете что рычаг 1 к 10^26 метрам не позволяет даже молекуламв кристалической решетке неравномерно валяться :) на том конце миллионы километров будет отклонение.
mad_god
14.03.2018 21:13Значит, если быстро вращать по кругу длинную панель с мелкими телескопами, то…
Popadanec
13.03.2018 15:56В фантастике уже реализовано. К примеру: Астровитянка. Куча телескопов по всей солнечной системе соединяются в одну сеть и работают по одной программе с учетом положения/расстояния/типа.
Norno
14.03.2018 13:04Вопрос в длине волны. Для радиотелескопов такое уже применяется. А для интерферометров вообще могут работать наземные и космические совместно. Но для видимого, инфракрасного и и ультрафиолетового такое пока недостижимо.
mirsev
13.03.2018 12:50Можно по-научному: зеркала и линзы формируют на матрице ПЗС преобразование Фурье от комплексного распределения амплитуды и фазы поля световой волны на апертуре входного зеркала или линзы. Направление, с которого пришла волна, определяет линейное распределение фазы по апертуре, и именно это распределение определяет положение точки, куда будет сфокусирована волна с данного направления. ПЗС позволяет измерять мощность света, что даёт возможность вместе с зеркалом регистрировать распределение света по направлениям, откуда этот свет пришёл. Но ПЗС не может регистрировать фазу, да ещё в широком спектре.
Если бы достаточно было бы одной длины волны, то тогда фазу тоже можно было бы регистрировать с помощью интерференции, добавив свой опорный источник света, и тогда появилась бы возможность восстанавливать и направление, как изображение с голограммы. Но на одной длине волны или в спектральном интервале, настолько узком, чтобы подобную схему можно было бы реализовать — слишком мало света.
Беззеркальную систему можно будет реализовать, если заменить ПЗС на матрицу антенн микроскопического размера (фазированную решётку оптического диапазона) с возможностью передачи всей амплитудно-фазовой информации в компьютер для последующего восстановления. Но это пока — из области невозможного: нет ни антенн таких с малыми потерями, ни возможности передачи и обработки такого огромного объёма информации.
huankun
13.03.2018 14:52А почему нельзя вместо линзы использовать плоский метаматериал?
Gutt
13.03.2018 15:31Собственно, это очень простой метаматериал — выпуклая линза, склеенная выпуклой частью с вогнутой стороной вогнутой линзы. Нужно просто будет для вогнутой линзы использовать материал с меньшим коэффициентом преломления. Вроде бы стеклянная пластина, а свет фокусирует. Вот оно, волшебство технологий XXI века! А уже если про линзу Френеля вспомнить… Ух!
rPman
13.03.2018 17:45+1Как вообще можно сделать фазированную решетку на таком коротковолоновом диаппазоне как оптический? Представляю что то типа чипа, он же проводит первичный анализ. но стоимость такой антены получится мягко говоря дорогой, где каждый квадратный сантиметр даже в лучшем случае десятки баксов.
mirsev
13.03.2018 18:05А если на волноводах? Линза или зеркало формируют преобразование Фурье (см. выше), а это, грубо говоря — суммирование на пикселе ПЗС волн от (вспомнили принцип Гюйгенса) разных точек апертуры зеркала или линзы с фазовой задержкой, определяемой расстоянием от этих точек до данного пикселя. А теперь — сделаем дискретное преобразование Фурье: от разных входных элементов нашей фазовой решётки введём разные фазовые задержки с помощью волноводов и ветвителей — элементами интегральной оптики… Ну, как это сделать и можно ли сделать вообще — я пока не знаю… Можно попробовать пофантазировать… Например, придумать элемент, выполняющий операцию «бабочка» быстрого преобразования Фурье. Дерзайте! :)
mkm565
14.03.2018 00:46А ничего делать и не надо.
Все просто — идешь в Thorlabs и покупаешь жидкокристаллический spatial light modulator (SLM) — Holoeye
Либо какой-нибудь другой подобный
Вот и фазированная решетка в оптическом диапазоне.
На ее основе можно сделать сенсор волнового фронта в разрешением 100500 раз большем чем у датчика Шака-Гартмана
Или свет фокусировать — вместо линзы.
Только для телескопа это не нужно — зеркалом сподручнее. Кстати, звездный интерферометер — это тоже фазированная решетка, только там зеркала играют роль «антенн»rPman
14.03.2018 01:15>> spatial light modulator (SLM) — Holoeye
Ничего не понимаю, причем тут это, даже если это то о чем я подумал, то нужна опорная волна для интерференции, инопланетяне когерентным лазером светить нам не собираютсяmkm565
14.03.2018 01:47В реальности — ни причем. Тут же фантазируют, как прикрутить фазированную антенны в оптическом диапазоне. Вот это и пример такой антенны.
Вы подаете фазу на эту матрицу, например, для сканирования по углу. Подав квадратичную фазу — можно фокусировать и получить изображение. Ну, а если разделить пучок от телескопа на два, то такой штукой можно вносить фазовый сдвиг для звездного интерферометра
А для чего нужна опорная волна? Вы собираетесь записать голограмму и восстанавить трехмерное изображение звезды, которая находится в бесконечности?
А если просто нужно записать фазу волнового фронта, то ставить датчики волного фронта — либо на SLM, либо, например, light-field sensor, как в Lytro камере
Только это непрактично. Рассматривайте это, как фантазии
Кстати, свет от звезды вполне когерентный. На чем и звездны интерферометер основанmirsev
14.03.2018 07:05В статье речь о том, чтобы избавиться от большого фокусирующего элемента. Пространственный модулятор света может его заменить, но не сделает конструкцию компактнее.
mkm565
14.03.2018 00:55Можно интерферометрировать и без опорного источника света — интерферометры радиального и поперчного сдвига. Да и тот же звездний интерферометер
Можно и беззеркальную систему сделать. ТОлько придется ее делать такого же размера, как первичное зеркало. Иначе ничего не видно не будет (разрешение опеределяется диамтером зеркала, так ведь из Гюйгенса получается?)
Gutt
13.03.2018 15:27Давно уже всё придумали, линзы и зеркала не нужны. Пинхол. Заодно можно будет попасть в Книгу рекордов Гинесса с телескопом с самой маленькой апертурой.
vesper-bot
13.03.2018 16:03Для нормального изображения с таким объективом экспозицию придется держать несколько лет.
Gutt
14.03.2018 01:10А мы только на Солнце и Луну будем смотреть. На самом деле это, конечно, был сарказм. Сама постановка вопроса сродни «А зачем автомобилям колёса, можно же просто скользить днищем по асфальту!»
Fedorchik
13.03.2018 16:38Совсем недавно как раз слышал о том что можно обойтись без линз если правильно программно обрабатывать получаемый на таком безлинзовом телескопе «белый шум».
Там же говорилось о том что таким образом уже повышали четкость снимков Хаббла, пока его не отремонтировали.
Опять ученый изнасиловал журналиста?
qbertych
13.03.2018 22:53Все-таки Итан великолепен. Каждой новой публикацией пробивать очередное дно, демонстрируя свою невероятнейшую безграмотность — это не каждому дано.
Видимо его в детстве сильно напугала задачка «видны ли звезды из глубокого колодца».mkm565
14.03.2018 00:59Вы разрушили мою детскую мечту — залезть в колодец и увидеть Южний крест.
Я на интервью у оптиков спрашиваю — можно ли увидеть звезды днем и, если да, то что для этого нужно.mirsev
14.03.2018 07:26На безоблачном небе? Да запросто! Одну — точно можно. Только долго на неё не смотрите.
Ну, во время солнечного затмения — сами понимаете. А про остальное можно тоже пофантазировать: откачать атмосферу Земли на время, запретить специальным указом рэлеевское рассеяние… Ну, нарисуйте себе звезду, наконец, и смотрите на неё хоть днём, хоть ночью!mkm565
14.03.2018 07:44Погода безоблачная, мы смотрим в сторону противоположную солнцу. Смотрим в телескоп.
Небо является протяженным источником света. Поэтому яркость (пренебрегая потерями в оптике) остается неизменной.
Количество света, которое попадает в глаз от звезды, пропорционально площади зеркала/линзы телескопа.
Звезда — точечный объект, которий глазом не разрешить, т.е. весь свет от звезды попадает на один светочувствительный элемент сетчатки.
Соответственно, выбирая приличный диаметр телескопа можно добиться того, чтобы световая энергия от звезды создавала большую освещенность на этом элементе сетчатки, чем небо. Тогда мы увидим звезду.
Все данные можно взять из гугла. Насколько я помню, диаметр телескопа нужен пару метров при средней освещенности неба 7 kcd/m2, если хочется увидеть Сириус (примерно -1.5 звездная величина)mirsev
14.03.2018 09:28Неплохо. Но тогда смотреть лучше в сторону, перпендикулярную направлению на Солнце — рэлеевское рассеяние от неба в этом направлении меньше. Можно ещё попробовать поляризационный фильтр.
excentrisitet
14.03.2018 11:46Насколько я помню, диаметр телескопа нужен пару метров при средней освещенности неба 7 kcd/m2, если хочется увидеть Сириус (примерно -1.5 звездная величина)
Эка вы загнули. Для Сириуса гляделки в 30-40 мм должно хватить.
Делаем расчёт на коленке:
Интернет говорит, что яркость неба -5m с квадратной минуты.
Я регулярно вижу Венеру невооружённым глазом при яркости -3,5m, если она не прямо у Солнца. Значит моему глазу достаточно добавки в 2,5^(-5+3.5) = 0.25. В одну четверть яркости, чтобы увидеть. Пусть нетренированный наблюдатель увидит при яркости Венеры в -4m — что соответствует добавке в 0.4.
При наблюдении в телескоп протяжённых объектов их размер увеличивается и поверхностная яркость может только падать, однако звёзды для телескопа являются точечными объектами и их размер ограничивается лишь кружком Эри, который виден только при больших увеличениях.
Предположим, что у нас в распоряжении есть некая подзорная труба для дневных наблюдений. Днём зрачок человека равен примерно 2-3 мм. Если кратность трубы, например 30 крат, то чтобы весь свет, собираемый объективом попал в зрачок, его диаметр должен быть 2 мм * 30 = 60 мм. Если мы поставим бо?льшее увеличение, то поверхностная яркость неба упадёт, но мы пока остановимся на этом.
Теперь мы наблюдаем участок неба в 30 раз меньше, при этом сохранив его яркость. Однако звезда своего размера не изменила, а труба собрала её света в (60 мм / 2 мм)^2 = 900 раз больше. То есть мы сможем наблюдать в 900 раз более слабые объекты, чем просто невооружённым глазом. 900 раз — это почти 7,5 звёздных величин. Если раньше самое тусклое, что мы видели — это -4, то теперь это будут звёзды +3,5 величины! Что явно тусклее Сириуса, т.е. увидеть его в такую гляделку будет легче лёгкого (только бы знать, где искать, что является основной проблемой при дневных наблюдениях)
Интересно оценить в обратную сторону. Какой минимальный диаметр объектива потребуется:
Мы должны улучшить проницающую способность глаза на: -4m — (-1,5m) = -2.5m
Если объект тусклее на -2.5m — это примерно в 10 раз.
(x мм / 2 мм)^2 = 10 => x = 2 мм * (10)^0.5 = 6.3 мм.
При этом кратность должна быть 6.3 мм / 2 мм = 3.15.
Короче театрального бинокля для Сириуса хватит. :Dmkm565
14.03.2018 13:23Да, приношу извинения, с двумя метрами я загнул. Память фиговая стала. Нашел бумажки.
Я по-другому считал.
Яркость неба — Lsky=7e3 cd/м2
Зрачок глаза 3 мм диаметром,
Площадь зрачка: Sp=7.1е-6 м2
Разрешение глаза — deye = 1 минута (=0.017 градуса = 3.e-4 rad)
Звездная величина Сириуса М= -1.5
Освещенность от Сириуса: Estar=10^[(?14.18?M)/2.5]=1.е-5 Люкс
Поле зрения окуляра телескопа: alpha — (обычно от 30 градусов до 100 у широкоугольных)
Соответствующий телесный угол: omega=2pi(1-cos(alpha/2))=4pi*(sin(alpha/4))^2=pi*alpha^2/4 (для небольших углов)
Число пикселов (=минимально разрешаемых элементов) глаза по линейному углу: Na=alpha/deye. Несколько натянуто, поскольку разрешение глаза быстро падает от центра к краю, но мы считаем примерно, пренебрегая потерями в оптике, падению освещенности в оптике по углу и т.д.
Число пикселов глаза по телесному углу: Nsolid=pi*Na^2/4=pi*alpha^2/(4*deye^2)
Поток от неба в зрачок глаза: Fsky=Lsky*omega*Sp=Lsky*pi*alpha^2*Sp
Световой поток от неба на пиксель: Fpixel=Fsky/Nsolid=[Lsky*pi*alpha^2/4*Sp]/[pi*alpha^2/(4*deye^2)]=Lsky*Sp*deye^2=3.85e-9 Lm
Световой поток от звезды (попадает на один пиксел глаза): Fstar=Estar*pi*Diam^2/4=7.85e-6*Diam^2 Lm
Отсюда диаметр (Fpixel<Fstar): Diam=sqrt(3.85e-9/7.85e-6)=22 mm
Для зрачка глаза в 2 мм (как в вашем расчете): Diam=15 mm
В вашем расчете меня смущает:
Пусть нетренированный наблюдатель увидит при яркости Венеры в -4m — что соответствует добавке в 0.4.
excentrisitet
14.03.2018 13:41Я беру яркость неба -5m. Если яркость Венеры -4m и наблюдатель её видит, то на некую общую подставку яркостью X приходится добавка от Венеры. Разность в одну звёздную величину соответствует (100)^(1/5) ~ 2.5 при этом шкала логарифмическая, т.е. каждое изменение на одну величину равно изменению яркости в 2,5 раза. У нас Венера тусклее, поэтому её яркость равна 1/2,5 от фона = 40%
mkm565
14.03.2018 13:59А если не увидит?
Я могу кое-как днем, во второй половине дня, увидеть луну в стороне, противоположной солнцу. Звездная величина -13. Но Венеру — да не жисть мне не увидеть. Тем более днем. Поэтому я сказал, что меня смущает это венерическое значение, как пороговое.
Пошуршав по Инету, нашел, что можно увидеть Венеру рано утром. Но тогда яркость неба будет меньше, чем днем. Что отразится на расчете
Все это, на самом деле, не принципиально важно. Звезды можно видеть днем.excentrisitet
14.03.2018 14:08Вы просто не знаете куда смотреть, как и большинство. Я Венеру регулярно днём наблюдаю, если условия (погода и расстояние от солнца >20 градусов) позволяют. И многим своим знакомым показываю.
1) Смотришь по планетарию где она должна быть и на каком расстоянии.
2) Ищешь. Самая муторная часть. Иногда от Солнца всё-таки приходится спрятаться за тенью какого-нибудь дерева-здания.
3) После того как нашёл повторно найти намного легче, поэтому берёшь знакомого и подводишь его в такое место, где есть какой-то земной, но далёкий (чтобы резкость была наведена на бесконечность) ориентир. Ветка, угол дома, антенна телевизионная, желательно так, чтобы они указывали на планету или были прямо под ней.
4) ???
5) Profit! Пока что у всех, у кого нет близорукости получалось увидеть при таком подходе.
Как я уже говорил, основная проблема — непонятно куда смотреть, чтобы увидеть эту белую точечку, но как только есть ориентир — всё просто.
Taras-proger
16.03.2018 15:39Ну примерно как «зачем нужны повара, если у нас есть кастрюли». Датчики не создают изображений, они только регистрируют их.
sevlur
16.03.2018 15:39Давно уже используют гиганские матрицы без линз зеркал и фильтров — солнечная батарея называется
vesper-bot
Саммари: Нечем будет указывать, куда телескоп должен смотреть, нечем фильтровать свет с конкретной стороны, слишком будет дорого получить такую же светосилу.
nckma
Вот если бы можно было бы на длине волны света делать что-то вроде фазированной антенной решетки с управляемой диаграммой направленности…
mirsev
Вы меня чуть опередили :) Я там ниже ещё и про голографический принцип написал.