Оптический телескоп - Optical telescope

В Большой бинокулярный телескоп использует два изогнутых зеркала для сбора света

An оптический телескоп это телескоп что собирает и фокусирует свет, в основном от видимый часть электромагнитный спектр, чтобы создать увеличенный изображение для прямого просмотра или сделать фотография, или собирать данные с помощью электронных датчики изображения.

Есть три основных типа оптических телескопов:

рефракторы, которые используют линзы (диоптрика )
отражатели, которые используют зеркала (катоптрики )
катадиоптрические телескопы, сочетающие линзы и зеркала

Способность телескопа различать мелкие детали напрямую зависит от диаметра (или отверстие ) своего цель (основная линза или зеркало, которое собирает и фокусирует свет), а его светосила зависит от площади объектива. Чем больше объектив, тем больше света улавливает телескоп и тем четче разрешаются детали.

Люди используют телескопы и бинокль для таких мероприятий, как наблюдательная астрономия, орнитология, лоцманская проводка и разведка и просмотр спортивных состязаний или исполнительских искусств.

История

Телескоп - это скорее открытие мастеров оптики, чем изобретение ученого.^[1]^[2] В линза а свойства преломления и отражения света были известны с древность, а теория о том, как они работали, была разработана древними Греческий философов, сохраненных и расширенных в средневековый исламский мир, и достигла значительно продвинутого состояния к моменту изобретения телескопа в ранняя современная европа.^[3]^[4] Но наиболее значительным шагом, упомянутым в изобретении телескопа, было развитие производства линз для очки,^[2]^[5]^[6] сначала в Венеции и Флоренции в тринадцатом веке,^[7] а позже - в центрах создания очков в Нидерланды и Германия.^[8] Именно в Нидерландах в 1608 году появились первые документы, описывающие преломляющий оптический телескоп всплыли в виде патента, поданного производителем очков Ганс Липперши, а через несколько недель заявлены претензии Яков Метий, и третий неизвестный заявитель, что они также знали об этом "искусстве".^[9]

Слухи об изобретении быстро распространились и Галилео Галилей Услышав об устройстве, он в течение года создавал свои собственные усовершенствованные конструкции и был первым, кто опубликовал астрономические результаты с использованием телескопа.^[10] Телескоп Галилея использовал выпуклый объектив и вогнутый линза глаза, дизайн теперь называется Галилеев телескоп. Иоганн Кеплер предложил улучшение конструкции^[11] который использовал выпуклый окуляр, часто называемый Кеплеровский телескоп.

Следующим большим шагом в развитии рефракторов стало появление Ахроматическая линза в начале 18 века,^[12] который исправил Хроматическая аберрация в телескопах Кеплера до того времени, что позволяло использовать гораздо более короткие инструменты с гораздо более крупными объектами.

За отражающие телескопы, которые используют изогнутое зеркало Вместо линзы объектива теория предшествовала практике. Теоретическая основа для изогнутые зеркала поведение линз, вероятно, было установлено Альхазен, теории которого были широко распространены в латинских переводах его работ.^[13] Вскоре после изобретения преломляющего телескопа Галилео, Джованни Франческо Сагредо, и другие, вдохновленные знанием того, что изогнутые зеркала имеют такие же свойства, как и линзы, обсуждали идею создания телескопа с использованием зеркала в качестве объектива для формирования изображения.^[14] Потенциальные преимущества использования параболические зеркала (в первую очередь сокращение сферическая аберрация с устранением Хроматическая аберрация ) привели к нескольким предложенным конструкциям отражающих телескопов,^[15] самый известный из которых был опубликован в 1663 г. Джеймс Грегори и стал называться Григорианский телескоп,^[16]^[17] но никаких рабочих моделей построено не было. Исаак Ньютон вообще приписывают создание первых практических телескопов-отражателей, Ньютоновский телескоп, в 1668 г.^[18] хотя из-за сложности конструкции и плохой производительности зеркало металлическое Использование зеркал потребовалось более 100 лет, чтобы отражатели стали популярными. Многие достижения в области зеркальных телескопов включали совершенствование параболическое зеркало изготовление в 18 веке,^[19] стеклянные зеркала с серебряным покрытием в 19 веке, долговечные алюминиевые покрытия в 20 веке,^[20] сегментированные зеркала чтобы позволить больший диаметр, и активная оптика для компенсации гравитационной деформации. Инновация середины 20 века была катадиоптрический телескопы, такие как Камера Шмидта, который использует как линзу (корректирующую пластину), так и зеркало в качестве основных оптических элементов, в основном используемых для получения изображений в широком поле без сферической аберрации.

В конце 20 века наблюдается развитие адаптивная оптика и космические телескопы преодолеть проблемы астрономическое видение.

Принципы

Основная схема состоит в том, что основной светособирающий элемент, цель (1) ( выпуклая линза или же вогнутое зеркало используется для сбора падающего света), фокусирует этот свет от удаленного объекта (4) в фокальной плоскости, где он формирует реальное изображение (5). Это изображение можно записать или просмотреть через окуляр (2), который действует как увеличительное стекло. Затем глаз (3) видит перевернутый увеличенный виртуальное изображение (6) объекта.

Схема Кеплеровский рефракторный телескоп. Стрелка в (4) - это (условное) представление исходного изображения; стрелка (5) - перевернутое изображение в фокальной плоскости; стрелка в (6) - виртуальное изображение, которое формируется в визуальной сфере зрителя. Красные лучи образуют середину стрелки; два других набора лучей (каждый черный) образуют его голову и хвост.

Перевернутые изображения

Большинство конструкций телескопов создают перевернутое изображение в фокальной плоскости; они называются инвертирующие телескопы. Фактически, изображение переворачивается вверх ногами и слева направо, так что в целом оно поворачивается на 180 градусов от ориентации объекта. В астрономических телескопах повернутый вид обычно не корректируется, так как он не влияет на использование телескопа. Тем не менее, зеркальная диагональ часто используется для размещения окуляра в более удобном месте для просмотра, и в этом случае изображение прямое, но все же перевернутое слева направо. В наземных телескопах, таких как зрительные трубы, монокуляры и бинокль, призмы (например, Призмы Порро ) или релейная линза между объективом и окуляром используются для коррекции ориентации изображения. Существуют конструкции телескопов, в которых нет перевернутого изображения, например, Галилеев рефрактор и Григорианский отражатель. Они называются установка телескопов.

Варианты дизайна

Многие типы телескопов сгибают или отклоняют оптический путь с помощью вторичных или третичных зеркал. Они могут быть неотъемлемой частью оптической конструкции (Ньютоновский телескоп, Отражатель кассегрена или аналогичные типы), или их можно просто использовать для размещения окуляра или детектора в более удобном месте. В конструкции телескопа также могут использоваться специально разработанные дополнительные линзы или зеркала для улучшения качества изображения в большем поле зрения.

Характеристики

Восьмидюймовый рефракторный телескоп на Космический и научный центр Шабо

Спецификации конструкции относятся к характеристикам телескопа и его оптическим характеристикам. Некоторые характеристики спецификаций могут изменяться в зависимости от оборудования или принадлежностей, используемых с телескопом; Такие как Линзы Барлоу, звездные диагонали и окуляры. Эти сменные аксессуары не изменяют характеристики телескопа, однако они меняют способ работы свойств телескопа, как правило. увеличение, очевидный поле зрения (FOV) и фактическое поле зрения.

Разрешимость поверхности

Наименьшая разрешаемая площадь поверхности объекта, видимая в оптический телескоп, - это ограниченная физическая область, которую можно разрешить. Это аналог угловое разрешение, но отличается по определению: вместо способности разделения между точечными источниками света он относится к физической области, которую можно разрешить. Знакомый способ выражения характеристики - это разрешаемая способность таких функций, как Луна кратеры или солнце пятна. Выражение с использованием формулы дается суммой удвоенной разрешающей способности ${ displaystyle R}$ превышение диаметра апертуры ${ displaystyle D}$ умноженное на диаметр объекта ${ displaystyle D_ {ob}}$ умноженный на константу ${ displaystyle Phi}$ все разделено на объекты кажущийся диаметр ${ displaystyle D_ {a}}$ .^[21]^[22]

Разрешающая способность ${ displaystyle R}$ происходит из длина волны ${ displaystyle { lambda}}$ используя ту же единицу измерения, что и диафрагму; где 550 нм в мм определяется по формуле: ${ displaystyle R = { frac { lambda} {10 ^ {6}}} = { frac {550} {10 ^ {6}}} = 0,00055}$ .
Постоянная ${ displaystyle Phi}$ происходит от радианы к той же единице, что и объекты кажущийся диаметр; где Луна кажущийся диаметр из ${ displaystyle D_ {a} = { frac {313 Pi} {10800}}}$ радианы к арксек дан кем-то: ${ displaystyle D_ {a} = { frac {313 Pi} {10800}} cdot 206265 = 1878}$ .

Пример использования телескопа с апертурой 130 мм для наблюдения Луны в 550 нм длина волны, дан кем-то: ${ displaystyle F = { frac {{ frac {2R} {D}} cdot D_ {ob} cdot Phi} {D_ {a}}} = { frac {{ frac {2 cdot 0.00055) } {130}} cdot 3474.2 cdot 206265} {1878}} приблизительно 3,22}$

Единица, используемая в диаметре объекта, приводит к наименьшим разрешаемым характеристикам в этой единице. В приведенном выше примере они указаны в километрах, в результате чего наименьшие разрешимые кратеры на Луне имеют диаметр 3,22 км. В Космический телескоп Хаббла имеет апертуру главного зеркала 2400 мм, что обеспечивает разрешаемость поверхности лунных кратеров диаметром 174,9 метра, или солнечные пятна 7365,2 км в диаметре.

Угловое разрешение

Игнорирование размытия изображения турбулентностью в атмосфере (атмосферное видение ) и оптические недостатки телескопа, угловое разрешение оптического телескопа определяется диаметром главное зеркало или линза, собирающая свет (также называемая «апертурой»).

В Критерий Рэлея для предела разрешения ${ displaystyle alpha _ {R}}$ (в радианы ) дан кем-то

{ Displaystyle грех ( альфа _ {R}) = 1,22 { гидроразрыва { лямбда} {D}}}

куда ${ displaystyle lambda}$ это длина волны и ${ displaystyle D}$ это апертура. За видимый свет ( ${ displaystyle lambda}$ = 550 нм) в малоугловое приближение, это уравнение можно переписать:

{ displaystyle alpha _ {R} = { frac {138} {D}}}

Здесь, ${ displaystyle alpha _ {R}}$ обозначает предел разрешения в угловые секунды и ${ displaystyle D}$ в миллиметрах. В идеальном случае две составляющие двойная звезда систему можно различить, даже если они разделены расстоянием чуть меньше ${ displaystyle alpha _ {R}}$ . Это учитывается Предел Дауэса

{ displaystyle alpha _ {D} = { frac {116} {D}}}

Уравнение показывает, что при прочих равных, чем больше апертура, тем лучше угловое разрешение. Разрешение не дано максимальным увеличение (или «мощность») телескопа. Телескопы, которые продаются с высокими значениями максимальной мощности, часто дают плохие изображения.

Для больших наземных телескопов разрешение ограничено атмосферное видение. Этот предел можно преодолеть, разместив телескопы над атмосферой, например, на вершинах высоких гор, на воздушных шарах и высоко летающих самолетах или в космосе. Пределы разрешения также можно преодолеть адаптивная оптика, спекл-визуализация или же удачная визуализация для наземных телескопов.

В последнее время стало практичным выполнять синтез апертуры с массивами оптических телескопов. Изображения с очень высоким разрешением могут быть получены с помощью групп широко разнесенных меньших телескопов, связанных между собой тщательно контролируемыми оптическими путями, но эти интерферометры может использоваться только для изображения ярких объектов, таких как звезды, или измерения ярких ядер активные галактики.

Фокусное расстояние и фокусное соотношение

В фокусное расстояние из оптический система - это мера того, насколько сильно система сходится или расходится свет. Для оптической системы в воздухе это расстояние, на котором первоначально коллимированный лучи доводятся до фокуса. Система с меньшим фокусным расстоянием имеет большее оптическая сила чем один с большим фокусным расстоянием; то есть сгибает лучи сильнее, фокусируя их на более коротком расстоянии. В астрономии число f обычно называют числом фокусное отношение обозначен как ${ displaystyle N}$ . В фокусное отношение телескопа определяется как фокусное расстояние ${ displaystyle f}$ из цель деленный на его диаметр ${ displaystyle D}$ или диаметром диафрагмы в системе. Фокусное расстояние определяет поле обзора инструмента и масштаб изображения, которое отображается в фокальной плоскости до окуляр, пленочная пластина или CCD.

Пример телескопа с фокусным расстоянием 1200 мм и диаметром апертуры 254 мм представлен следующим образом: ${ displaystyle N = { frac {f} {D}} = { frac {1200} {254}} приблизительно 4,7}$

Численно большой Фокусные соотношения как говорят длинный или же медленный. Небольшие числа короткая или же быстрый. Нет четких границ для определения того, когда использовать эти термины, и человек может учитывать свои собственные стандарты определения. Среди современных астрономических телескопов любой телескоп с фокусное отношение медленнее (большее число), чем f / 12, обычно считается медленным, а любой телескоп с соотношением фокусных расстояний быстрее (меньшее число), чем f / 6, считается быстрым. В более быстрых системах часто бывает больше оптические аберрации далеко от центра поля зрения и, как правило, более требовательны к конструкции окуляров, чем более медленные. Быстрая система часто требуется для практических целей в астрофотография с целью собрать больше фотоны в заданный период времени, чем более медленная система, позволяя фотография чтобы быстрее обработать результат.

Телескопы с широким полем зрения (например, астрографы ), используются для отслеживания спутники и астероиды, за космические лучи исследования, и для астрономические исследования неба. Уменьшить труднее оптические аберрации в телескопах с меньшим f-отношением, чем в телескопах с большим f-отношением.

Светосила

В Телескоп Keck II собирает свет с помощью 36 сегментированных шестиугольных зеркал для создания главного зеркала с апертурой 10 м (33 фута)

Светосила оптического телескопа, также называемая светозахватом или увеличением апертуры, - это способность телескопа собирать намного больше света, чем человеческий глаз. Его светособирающая способность, вероятно, является его наиболее важной особенностью. Телескоп действует как легкое ведро, собирая все фотоны, падающие на него с удаленного объекта, где ведро большего размера улавливает больше фотоны что приводит к получению большего количества света за определенный период времени, эффективно делая изображение ярче. Вот почему зрачки ваших глаз расширяются ночью, так что больше света достигает сетчатки. Собирающая сила ${ displaystyle P}$ по сравнению с человеческим глазом - это квадрат результата деления апертуры ${ displaystyle D}$ по диаметру зрачка наблюдателя ${ displaystyle D_ {p}}$ ,^[21]^[22] со средним взрослым, имеющим ученица диаметр 7мм. У более молодых людей диаметр зрачка больше, как правило, 9 мм, так как диаметр зрачка с возрастом уменьшается.

Пример собирательной способности апертуры 254 мм по сравнению с диаметром зрачка взрослого 7 мм дается выражением: ${ displaystyle P = left ({ frac {D} {D_ {p}}} right) ^ {2} = left ({ frac {254} {7}} right) ^ {2} около 1316,7}$

Светосилу телескопов можно сравнить, сравнив области ${ displaystyle A}$ двух разных отверстий.

Например, светосила 10-метрового телескопа в 25 раз больше, чем у 2-метрового телескопа: ${ displaystyle p = { frac {A_ {1}} {A_ {2}}} = { frac { pi 5 ^ {2}} { pi 1 ^ {2}}} = 25}$

Для обзора данной области поле зрения так же важно, как и мощность сбора сырого света. Обзорные телескопы, такие как Большой синоптический обзорный телескоп постарайтесь максимально увеличить площадь зеркала и поле зрения (или продолжать ), а не только способность собирать чистый свет.

Увеличение

Увеличение через телескоп делает объект больше, ограничивая поле обзора. Увеличение часто вводят в заблуждение как оптическую силу телескопа, его характеристика - это наиболее неправильно понимаемый термин, используемый для описания наблюдаемого мира.^{[требуется разъяснение ]} При больших увеличениях качество изображения значительно снижается, использование Линза Барлоу увеличивает эффективное фокусное расстояние оптической системы - многократно снижает качество изображения.

Подобные незначительные эффекты могут присутствовать при использовании звездные диагонали, поскольку свет проходит через множество линз, которые увеличивают или уменьшают эффективное фокусное расстояние. Качество изображения обычно зависит от качества оптики (линз) и условий просмотра, а не от увеличения.

Само увеличение ограничено оптическими характеристиками. С любым телескопом или микроскопом, за пределами практического максимального увеличения, изображение выглядит больше, но не показывает больше деталей. Это происходит, когда мельчайшие детали, которые может разрешить инструмент, увеличиваются, чтобы соответствовать мельчайшим деталям, которые может видеть глаз. Увеличение сверх этого максимума иногда называют пустое увеличение.

Чтобы получить как можно больше деталей из телескопа, очень важно выбрать правильное увеличение для наблюдаемого объекта. Некоторые объекты лучше всего выглядят при малом увеличении, некоторые - при большом, а многие - при умеренном увеличении. Есть два значения увеличения: минимальное и максимальное. Более широкое поле зрения окуляр может использоваться для сохранения того же фокусного расстояния окуляра при одинаковом увеличении через зрительную трубу. Для телескопа хорошего качества, работающего в хороших атмосферных условиях, максимальное используемое увеличение ограничено дифракцией.

Визуальный

Визуальное увеличение ${ displaystyle M}$ поля зрения через телескоп можно определить по фокусному расстоянию телескопа ${ displaystyle f}$ разделенный на окуляр фокусное расстояние ${ displaystyle f_ {e}}$ (или диаметр).^[21]^[22] Максимум ограничен фокусным расстоянием окуляр.

Пример визуального увеличение с помощью телескопа с фокусным расстоянием 1200 мм и 3 мм окуляр дан кем-то: ${ displaystyle M = { frac {f} {f_ {e}}} = { frac {1200} {3}} = 400}$

Минимум

Есть самый низкий полезный увеличение на телескоп. Увеличение яркости с уменьшением увеличения имеет предел, связанный с чем-то, что называется выпускной ученик. В выпускной ученик это цилиндр света, выходящего из окуляра, следовательно, чем ниже увеличение, чем больше выпускной ученик. Минимум ${ displaystyle M_ {m}}$ можно рассчитать, разделив апертуру телескопа ${ displaystyle D}$ по диаметру выходного зрачка ${ displaystyle D_ {ep}}$ .^[23] Уменьшение увеличения сверх этого предела не может увеличить яркость, при этом пределе нет преимущества для уменьшения увеличения. Аналогичным образом вычисление выпускной ученик ${ displaystyle D_ {ep}}$ деление диаметра апертуры ${ displaystyle D}$ и визуальное увеличение ${ displaystyle M}$ использовал. Минимум часто может быть недостижим с некоторыми телескопами, телескопу с очень большим фокусным расстоянием может потребоваться длиннее фокусное расстояние окуляр, чем это возможно.

Пример минимального возможного увеличения при апертуре 254 мм и 7 мм. выпускной ученик дан кем-то: ${ displaystyle M_ {m} = { frac {D} {D_ {ep}}} = { frac {254} {7}} приблизительно 36}$ , в то время как выпускной ученик диаметр при апертуре 254 мм и 36-кратном увеличении увеличение дан кем-то: ${ displaystyle D_ {ep} = { frac {D} {M}} = { frac {254} {36}} приблизительно 7}$

Оптимально

Полезная ссылка:

Для небольших объектов с низкой поверхностной яркостью (например, галактики ) используйте умеренное увеличение.
Для небольших объектов с высокой поверхностной яркостью (например, планетарные туманности ) используйте большое увеличение.
Для крупных объектов независимо от яркости поверхности (например, диффузные туманности ), используйте небольшое увеличение, часто в диапазоне минимального увеличения.

Только личный опыт определяет наилучшее оптимальное увеличение для объектов, полагаясь на навыки наблюдения и условия видимости.

Поле зрения

Поле зрения - это размер наблюдаемого мира, видимого в любой момент с помощью инструмента (например, телескопа или бинокль ) или невооруженным глазом. Существуют различные выражения поля зрения, являющиеся характеристикой окуляр или характеристика, определенная из окуляр и комбинация телескопа. Физический предел определяется комбинацией, при которой угол обзора не может быть больше установленного максимума из-за дифракция оптики.

Очевидный

Видимое поле зрения - это наблюдаемый мир через окуляр. окуляр без вставки в телескоп. Он ограничен размером ствола, используемым в телескопе, как правило, с современными телескопами, которые имеют диаметр 1,25 или 2 дюйма. Более широкий угол обзора может быть использован для достижения более обширного наблюдаемого мира при тех же условиях. увеличение по сравнению с меньшим полем обзора без ущерба для увеличения. Обратите внимание, что увеличение FOV снижает поверхностная яркость наблюдаемого объекта, поскольку собранный свет распространяется по большей площади, относительное увеличение области наблюдения пропорционально снижает поверхностную яркость, затемняя наблюдаемый объект. Широкий угол обзора окуляры лучше всего работают при небольшом увеличении с большой апертурой, когда относительный размер объекта рассматривается в более высоких сравнительных стандартах с минимальным увеличением, что дает в целом более яркое изображение.

Истинный

Истинный FOV - это наблюдаемый мир, наблюдаемый через окуляр. окуляр вставлен в телескоп. Зная истинное поле зрения окуляры очень полезен, так как его можно использовать для сравнения того, что видно через окуляр распечатать или компьютеризировать звездные карты которые помогают определить, что наблюдается. Истинный FOV ${ displaystyle v_ {t}}$ это деление видимого поля зрения ${ displaystyle v_ {a}}$ над увеличение ${ displaystyle M}$ .^[21]^[22]

Пример истинного FOV с использованием окуляр с видимым полем обзора 52 °, используемым при 81,25x увеличение дан кем-то: ${ displaystyle v_ {t} = { frac {v_ {a}} {M}} = { frac {52} {81.25}} = 0,64 ^ { circ}}$

Максимум

Max FOV - это максимально полезное истинное поле зрения, ограниченное оптикой телескопа. Это физическое ограничение, при котором превышение максимального значения остается максимальным. Макс. Угол обзора ${ displaystyle v_ {m}}$ это размер ствола ${ displaystyle B}$ по фокусному расстоянию телескопа ${ displaystyle f}$ преобразован из радиан до градусов.^[21]^[22]

Пример максимального FOV с использованием телескопа с диаметром ствола 31,75 мм (1,25 мм). дюймы ) и фокусное расстояние 1200 мм определяется как: ${ displaystyle v_ {m} = B cdot { frac { frac {180} { pi}} {f}} приблизительно 31,75 cdot { frac {57.2958} {1200}} приблизительно 1,52 ^ { circ}}$

Наблюдение в телескоп

У оптических телескопов много свойств, и сложность наблюдения с их помощью может быть сложной задачей; опыт и эксперименты - главные составляющие понимания того, как максимизировать свои наблюдения. На практике только два основных свойства телескопа определяют различия в наблюдении: фокусное расстояние и апертура. Они касаются того, как оптическая система видит объект или расстояние, и сколько света собирается через окуляр. окуляр. Окуляры дополнительно определяют, как поле зрения и увеличение наблюдаемого изменения мира.

Наблюдаемый мир

Наблюдаемый мир - это то, что можно увидеть в телескоп. При просмотре объекта или диапазона наблюдатель может использовать множество различных методов. Понимание того, что можно просматривать и как это просматривать, зависит от поля зрения.Просмотр объекта, размер которого полностью помещается в поле зрения, измеряется с использованием двух свойств телескопа - фокусного расстояния и диафрагмы с включением окуляра. окуляр с подходящим фокусным расстоянием (или диаметром). Сравнивая наблюдаемый мир и угловой диаметр объекта показывает, какую часть объекта мы видим. Однако связь с оптической системой может не привести к высокому поверхностная яркость. Небесные объекты часто тусклые из-за большого расстояния, и детализация может быть ограничена дифракция или неподходящие оптические свойства.

Соотношение поля зрения и увеличения

Поиск того, что можно увидеть через оптическую систему, начинается с окуляр обеспечение поля зрения и увеличение; увеличение определяется разделением фокусных расстояний телескопа и окуляра. На примере любительского телескопа, такого как Ньютоновский телескоп с отверстием ${ displaystyle D}$ 130 мм (5 дюймов) и фокусное расстояние ${ displaystyle f}$ 650 мм (25,5 дюйма), используется окуляр с фокусным расстоянием ${ displaystyle d}$ 8 мм и видимое поле зрения ${ displaystyle v_ {a}}$ 52 °. Увеличение, с которым рассматривается наблюдаемый мир, определяется: ${ displaystyle M = { frac {f} {d}} = { frac {650} {8}} = 81,25}$ . Поле зрения ${ displaystyle v_ {t}}$ требует увеличения, которое определяется его делением на видимое поле зрения: ${ displaystyle v_ {t} = { frac {v_ {a}} {M}} = { frac {52} {81.25}} = 0,64}$ . Результирующее истинное поле зрения составляет 0,64 °, что позволяет использовать такой объект, как Туманность Ориона, который выглядит эллиптическим с угловой диаметр 65 × 60 угловые минуты, чтобы его можно было увидеть в телескоп целиком, где туманность находится в наблюдаемом мире. Использование таких методов может значительно увеличить потенциал просмотра, гарантируя, что наблюдаемый мир может содержать весь объект, или увеличить или уменьшить увеличение, рассматривая объект в другом аспекте.

Фактор яркости

В поверхностная яркость при таком увеличении значительно уменьшается, в результате чего вид становится намного тусклее. Более тусклый вид снижает визуальную детализацию объекта. Такие детали, как материя, кольца, спиральные рукава и газы, могут быть полностью скрыты от наблюдателя, что дает гораздо меньше информации. полный вид объекта или диапазона. Физика требует, чтобы при теоретически минимальном увеличении телескопа поверхностная яркость составляла 100%. Однако на практике 100% яркости мешают различные факторы; к ним относятся ограничения телескопа (фокусное расстояние, окуляр фокусное расстояние и т. д.) и возраст наблюдателя.

Возраст играет роль в яркости, так как способствующим фактором является способность наблюдателя ученица. С возрастом зрачок естественно сужается в диаметре; Обычно считается, что у молодого человека диаметр зрачка составляет 7 мм, у пожилого человека - всего 5 мм, а у более молодого человека - 9 мм. В минимальное увеличение ${ displaystyle m}$ можно выразить как деление апертуры ${ displaystyle D}$ и ученица ${ displaystyle p}$ диаметр определяется по: ${ displaystyle m = { frac {D} {d}} = { frac {130} {7}} приблизительно 18,6}$ . Проблемный случай может быть очевиден, когда теоретическая поверхностная яркость достигает 100%, так как необходимое эффективное фокусное расстояние оптической системы может потребовать окуляр со слишком большим диаметром.

Некоторые телескопы не могут достичь теоретической поверхностной яркости 100%, в то время как некоторые телескопы могут достичь этого с помощью окуляра очень малого диаметра. Чтобы узнать, какой окуляр нужен для приобретения минимальное увеличение можно изменить формулу увеличения, где теперь это деление фокусного расстояния телескопа на минимальное увеличение: ${ displaystyle { frac {F} {m}} = { frac {650} {18.6}} приблизительно 35}$ . Окуляр диаметром 35 мм - нестандартный размер, и его нельзя будет купить; в этом сценарии для достижения 100% потребуется стандартный окуляр размером 40 мм. Поскольку окуляр имеет большее фокусное расстояние, чем минимальное увеличение, большое количество рассеянного света не попадает в глаза.

Выходной ученик

Предел увеличения поверхностная яркость при уменьшении увеличения выпускной ученик: цилиндр света, который проецирует окуляр на наблюдателя. Выходной зрачок должен совпадать по диаметру или быть меньше, чем ученица получить полное количество проецируемого света; больший выходной зрачок приводит к потере света. Выходной ученик ${ displaystyle e}$ можно получить из деления апертуры телескопа ${ displaystyle D}$ и минимальное увеличение ${ displaystyle m}$ , полученный: ${ displaystyle e = { frac {D} {m}} = { frac {130} {18.6}} приблизительно 7}$ . Зрачок и выходной зрачок почти идентичны по диаметру, поэтому оптическая система не теряет видимого света. Зрачок 7 мм немного не хватает 100% яркости, где поверхностная яркость ${ displaystyle B}$ можно измерить как произведение постоянной 2 на квадрат зрачка. ${ displaystyle p}$ в результате чего: ${ displaystyle B = 2 * p ^ {2} = 2 * 7 ^ {2} = 98}$ . Ограничением здесь является диаметр зрачка; это досадный результат, который ухудшается с возрастом. Ожидается некоторая наблюдаемая потеря света, и уменьшение увеличения не может увеличить поверхностную яркость после того, как система достигла минимального используемого увеличения, поэтому этот термин упоминается как пригодный к употреблению.

Эти глаза представляют собой масштабную фигуру человеческий глаз где 15 пикселей = 1 мм, у них есть ученица диаметр 7 мм. Рисунок А имеет выпускной ученик диаметром 14 мм, что для астрономия цели приводит к потере света 75%. Рисунок B имеет выходной зрачок 6,4 мм, что позволяет наблюдателю воспринимать все 100% наблюдаемого света.

Масштаб изображения

При использовании ПЗС для записи наблюдений ПЗС помещается в фокальную плоскость. Масштаб изображения (иногда называемый пластинчатая шкала) - это то, как угловой размер наблюдаемого объекта связан с физическим размером проецируемого изображения в фокальной плоскости.

${ displaystyle i = { frac { alpha} {s}},}$

куда ${ displaystyle i}$ масштаб изображения, ${ displaystyle alpha}$ - угловой размер наблюдаемого объекта, а ${ displaystyle s}$ - физический размер проецируемого изображения. По фокусному расстоянию масштаб изображения составляет

${ displaystyle i = { frac {1} {f}},}$

куда ${ displaystyle i}$ измеряется в радианах на метр (рад / м), а ${ displaystyle f}$ измеряется в метрах. Обычно ${ displaystyle i}$ дается в единицах угловых секунд на миллиметр ("/ мм). Таким образом, если фокусное расстояние измеряется в миллиметрах, масштаб изображения равен

${ displaystyle i ('' / mathrm {mm}) = { frac {1} {f ( mathrm {mm})}} left [{ frac {180 times 3600} { pi} }верно].}$

Вывод этого уравнения довольно прост, и результат одинаков для отражающих и преломляющих телескопов. Однако концептуально это легче получить, рассматривая телескоп-рефлектор. Если протяженный объект углового размера ${ displaystyle alpha}$ наблюдается в телескоп, то из-за Законы отражения и Тригонометрия размер изображения, проецируемого на фокальную плоскость, будет

${ displaystyle s = tan ( alpha) f.}$

Таким образом, масштаб изображения (угловой размер объекта, деленный на размер проецируемого изображения) будет

${ displaystyle i = { frac { alpha} {s}} = { frac { alpha} { tan ( alpha) f}},}$

и используя соотношение малых углов ${ Displaystyle загар (а) приблизительно а}$ , когда ${ displaystyle a ll 1}$ (Примечание: действительно только в том случае, если ${ displaystyle a}$ в радианах), получаем

${ displaystyle i = { frac { alpha} { alpha f}} = { frac {1} {f}}.}$

Несовершенные изображения

Ни один телескоп не может сформировать идеальное изображение. Даже если у отражающего телескопа может быть идеальное зеркало, или у преломляющего телескопа может быть идеальная линза, эффекты дифракции апертуры неизбежны. На самом деле идеальных зеркал и идеальных линз не существует, поэтому изображение аберрации помимо апертурной дифракции необходимо учитывать. Аберрации изображения можно разделить на два основных класса: монохроматические и полихроматические. В 1857 г. Филипп Людвиг фон Зайдель (1821–1896) разложил монохроматические аберрации первого порядка на пять составляющих аберраций. Сейчас их обычно называют пятью аберрациями Зейделя.

Пять аберраций Зейделя

Сферическая аберрация: Разница в фокусном расстоянии между параксиальными лучами и краевыми лучами, пропорциональная квадрату диаметра объектива.
Кома: Дефект, из-за которого точки выглядят как кометоподобные асимметричные пятна света с хвостами, что делает измерения очень неточными. Его величина обычно определяется из оптическая теорема синуса.
Астигматизм: Изображение точки образует фокусные линии в сагиттальном и тангентальном фокусах, а между ними (при отсутствии комы) эллиптическую форму.
Кривизна поля: В Кривизна поля Пецваля означает, что изображение, вместо того, чтобы лежать на плоскости, фактически лежит на изогнутой поверхности, описываемой как полая или круглая. Это вызывает проблемы, когда используется плоское устройство формирования изображения, например фотографическая пластина или датчик изображения CCD.
Искажение: Либо бочонок, либо подушка для булавок, радиальное искажение, которое необходимо исправить при объединении нескольких изображений (аналогично сшиванию нескольких фотографий в один панорамное фото ).

Оптические дефекты всегда перечисляются в указанном выше порядке, поскольку это выражает их взаимозависимость в виде аберраций первого порядка из-за перемещений выходных / входных зрачков. Первая аберрация Зейделя, сферическая аберрация, не зависит от положения выходного зрачка (как и для аксиальных и экстрааксиальных карандашей). Вторая, кома, изменяется в зависимости от расстояния между зрачками и сферической аберрации, отсюда хорошо известный результат, заключающийся в том, что невозможно исправить кому в линзе, свободной от сферической аберрации, простым перемещением зрачка. Подобные зависимости влияют на оставшиеся аберрации в списке.

Хроматические аберрации

Сравнение идеального изображения кольца (1) и изображений только с осевой (2) и только поперечной (3) хроматической аберрацией

Продольный Хроматическая аберрация: Как и в случае со сферической аберрацией, это то же самое для осевых и наклонных карандашей.

Поперечная хроматическая аберрация (хроматическая аберрация увеличения)

Телескопы для астрономических исследований

Два из четырех телескопов, составляющих ESO с VLT, на удаленной вершине горы, на высоте 2600 метров над уровнем моря в чилийской пустыне Атакама.

Оптические телескопы использовались в астрономических исследованиях со времени их изобретения в начале 17 века. Многие типы были созданы на протяжении многих лет в зависимости от оптических технологий, таких как преломление и отражение, природы света или объекта, который отображается, и даже места их размещения, например космические телескопы. Некоторые классифицируются по выполняемой ими задаче, например Солнечные телескопы.

Большие отражатели

Практически все большие астрономические телескопы исследовательского класса являются отражателями. Вот несколько причин:

В линзе весь объем материала должен быть без дефектов и неоднородностей, тогда как в зеркале только одна поверхность должна быть идеально отполирована.
Свет разных цветов проходит через среду, отличную от вакуума, с разной скоростью. Это вызывает Хроматическая аберрация.
Рефлекторы работают в более широком спектр света, поскольку волны определенной длины поглощаются при прохождении через стеклянные элементы, например, в рефракторах или катадиоптриях.
Существуют технические трудности, связанные с производством линз большого диаметра и обращением с ними. Один из них заключается в том, что все реальные материалы прогибаются под действием силы тяжести. Объектив можно держать только за его периметр. Зеркало, с другой стороны, может поддерживаться всей стороной, противоположной его отражающей поверхности.

Сравнение номинальных размеров главных зеркал некоторых известных оптических телескопов.

Большинство больших исследовательских рефлекторов работают в разных фокальных плоскостях в зависимости от типа и размера используемого инструмента. В том числе главный фокус главного зеркала Кассегрен фокус (свет отражался обратно за главное зеркало), и даже вне телескопа все вместе (например, Нэсмит и coudé focus ).^[24]

Новую эру создания телескопов открыли Многократный зеркальный телескоп (MMT), с зеркалом, состоящим из шести сегментов, синтезирующим зеркало 4,5 метры диаметр. Теперь оно заменено одним зеркалом диаметром 6,5 м. Его примеру последовали Телескопы Keck с сегментированными зеркалами 10 м.

Самые большие из ныне существующих наземных телескопов имеют главное зеркало диаметром от 6 до 11 метров. В телескопах этого поколения зеркало обычно очень тонкое и поддерживается в оптимальной форме с помощью набора приводов (см. активная оптика ). Эта технология привела к появлению новых конструкций для будущих телескопов диаметром 30, 50 и даже 100 метров.

Телескоп Харлана Дж. Смита отражающий телескоп на Обсерватория Макдональда, Техас

Недавно были разработаны относительно дешевые серийные ~ 2-метровые телескопы, которые оказали значительное влияние на астрономические исследования. Это позволяет непрерывно отслеживать многие астрономические цели и обследовать большие участки неба. Многие из них роботизированные телескопы, компьютер, управляемый через Интернет (см. например в Ливерпульский телескоп и Телескоп Фолкса Север и юг ), что позволяет автоматически отслеживать астрономические события.

Первоначально детектор в телескопах использовалась человеческий глаз. Позже сенсибилизированные фотопластинка занял свое место, и спектрограф был представлен, позволяющий собирать спектральную информацию. После фотографической пластинки последовательные поколения электронных детекторов, таких как устройство с зарядовой связью (ПЗС-матрицы), каждая из которых обладает большей чувствительностью и разрешением, а зачастую и более широким диапазоном длин волн.

Современные исследовательские телескопы имеют на выбор несколько инструментов, например:

формирователи изображений, различных спектральных характеристик
спектрографы, полезные в разных областях спектра
поляриметры, обнаруживающие свет поляризация.

Явление оптического дифракция устанавливает предел разрешающей способности и качества изображения, достижимого телескопом, то есть эффективной площади Воздушный диск, что ограничивает расстояние между двумя такими дисками. Этот абсолютный предел называется предел дифракции (и может быть приблизительно Критерий Рэлея, Предел Дауэса или же Предел разрешения воробья ). Этот предел зависит от длины волны исследуемого света (так что предел для красного света наступает намного раньше, чем предел для синего света) и от диаметр зеркала телескопа. Это означает, что телескоп с определенным диаметром зеркала теоретически может разрешать до определенного предела на определенной длине волны. Для обычных телескопов на Земле дифракционный предел не актуален для телескопов размером более 10 см. Вместо этого видя, или размытие, вызванное атмосферой, устанавливает предел разрешения. Но в космосе, или если адаптивная оптика используются, то иногда возможно достижение дифракционного предела. На этом этапе, если требуется большее разрешение на этой длине волны, необходимо построить более широкое зеркало или выполнить синтез апертуры с использованием массива ближайших телескопов.

В последние годы появился ряд технологий для преодоления искажений, вызванных атмосфера на наземных телескопах, с хорошими результатами. Видеть адаптивная оптика, спекл-визуализация и оптическая интерферометрия.

Смотрите также

внешняя ссылка

СМИ, связанные с Оптические телескопы в Wikimedia Commons

[1] .rice.edu Проект Галилео> Наука> Телескоп Аль Ван Хелден - «телескоп не был изобретением ученых; скорее, это было изделие мастеров ».

[LZZginzib4C_page_55-2] а ^б Фред Уотсон (2007). Ян Звездочет: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 55. ISBN 978-1-74176-392-8.

[3] Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. С. 25–29. ISBN 978-0-486-43265-6.

[4] прогрессирование осуществляется Роберт Гроссетест Witelo, Роджер Бэкон, через Иоганн Кеплер, Д. К. Линдберг, Теории зрения от аль-Кинди до Кеплера, (Чикаго: Университет Чикаго, 1976), стр. 94–99.

[5] .rice.edu Проект Галилео> Наука> Телескоп Аль Ван Хелден

[6] Видение эпохи Возрождения от очков до телескопов Винсент Иларди, стр. 210

[7] .rice.edu Проект Галилео> Наука> Телескоп Аль Ван Хелден

[8] Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. п. 27. ISBN 978-0-486-43265-6. (очки) изобретение, важный шаг в истории телескопа

[9] Альберт Ван Хелден, Свен Дюпре, Роб ван Гент, Истоки телескопа, Издательство Амстердамского университета, 2010 г., страницы 3-4, 15

[10] Альберт Ван Хелден, Свен Дюпре, Роб ван Гент, Истоки телескопа, Издательство Амстердамского университета, 2010 г., стр.183

[11] Смотрите его книги Astronomiae Pars Optica и Диоптрис

[12] Sphaera - Питер Доллонд отвечает Джесси Рамсдену - Обзор событий изобретения ахроматического дублета с акцентом на роли Холла, Басса, Джона Доллонда и других.

[13] Фред Уотсон (2007). Ян Звездочет: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 108. ISBN 978-1-74176-392-8.

[14] Фред Уотсон (2007). Ян Звездочет: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 109. ISBN 978-1-74176-392-8.

[15] работает Бонавентура Кавальери и Марин Мерсенн среди прочего есть конструкции для отражающих телескопов

[16] Фред Уотсон (2007). Ян Звездочет: Жизнь и времена телескопа. Аллен и Анвин. п. 117. ISBN 978-1-74176-392-8.

[17] Генри К. Кинг (2003). История телескопа. Курьерская корпорация. п. 71. ISBN 978-0-486-43265-6.

[books.google.com-18] А. Руперт Холл (1996). Исаак Ньютон: авантюрист в мыслях. Издательство Кембриджского университета. п.67. ISBN 978-0-521-56669-8.

[19] Параболические зеркала применялись гораздо раньше, но Джеймс Шорт усовершенствовали их конструкцию. Видеть «Отражающие телескопы (ньютоновского типа)». Астрономический факультет Мичиганского университета.

[20] Серебрение было введено Леон Фуко в 1857 г., см. madehow.com - Биографии изобретателей - Жан-Бернар-Леон Фуко Биография (1819–1868) и применение долговечных алюминизированных покрытий на зеркалах отражателя в 1932 году. Примеры страниц Бакич Глава 2, Стр. Джон Донаван Стронг, молодой физик из Калифорнийского технологического института, был одним из первых, кто покрыл зеркало алюминием. Он сделал это с помощью термовакуумного напыления. Первое зеркало, которое он алюминировал в 1932 году, является самым ранним известным примером этого. зеркало телескопа, покрытое этой техникой ".

[SaharaSkyObservatory-21] а ^б ^c ^d ^е «Формулы телескопа». Обсерватория СахараСкай. 3 июля 2012 г.

[RyukyuAstronomyClub-22] а ^б ^c ^d ^е «Оптические формулы». Рюкю Астрономический клуб. 2 января 2012 г.

[RocketMime-23] "Уравнения телескопа". RocketMime. 17 ноября 2012 г.

[24] Иэн С. Маклин (2008). Электронная визуализация в астрономии: детекторы и приборы. Springer Science & Business Media. п. 91. ISBN 978-3-540-76582-0.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

Ранняя современная нидерландская картография, география и космография (ок. 16–18 вв.)
Известные люди	Корнелис Антонис. Теодор де Бри Франциск Монах Джемма Фризиус Гаспар ван дер Хейден Джерард Меркатор Авраам Ортелиус Кристоф Плантен Лукас Вагенаер Ян Гюйген ван Линсхотен Питер Баст Виллем Баренц Адриан Блок Хендрик Брауэр Виллем Янсзун Абель Тасман Якоб ван Девентер Питер Дирксзун Кейзер Йоханнес ван Кеулен Фредерик де Хаутман Кристиан Гюйгенс Виллеброрд Снель ван Ройен Хессель Герритц Авраам Гус Питер Гус Петрус Планциус Йодокус Хондиус Хенрик Хондиус II Хендрик Хондиус I Виллем Блау Йоханнес Блау Йоханнес Янссониус Андреас Целлариус Жерар де Жод Корнелис де Ход Михиль ван Лангрен Джейкоб Флорис ван Лангрен Питер Нуйц Адриан Реланд Йоханнес Рюйш Франсуа Валентийн Клаас Вишер Николаес Вишер I Николаес Вишер II Фредерик де Вит Корнелис ван Витфлиет
Известные работы	Itinerario (1596 книга) Oud en Nieuw Oost-Indiën (1724 книга) Лев Бельгикус Карта мира Меркатора 1569 года Атлас Космографические (Атлас мира Меркатора 1596 г.) Театрум Орбис Террарум (Театр всего мира) Зеркало Orbis Terrarum (1578) Атлас Меркатора-Хондиуса Атлас Блау-Ван дер Хем Атлас Майор Атлас ван Лун Spieghel der Zeevaerdt (Зеркало моряка) Атлас де Вит Атлас Минор Атлас Новус Коллекция Beudeker Блау Атлас Шотландии Каерт ван'т Ландт ван д'Эндрахт Кленке Атлас Зеркало Orbis Terrae (1593) Карта Тасмана (ок. 1644 г.) Карта Луны Ван Лангрена Гармония Макрокосмика Созвездия, созданные голландцами (включают: Apus, Камелопардалис, Хамелеон, Малый рак, Columba, Дорадо, Галл, Grus, Hydrus, Инд, Jordanus, Единорог, Musca / Apis, Musca Borealis / Обезьяны, Феникс, Тигр, Triangulum Australe, Тукана, Воланс )
Основные центры	Leuven (Старый университет Левена ) Антверпен Амстердам (Голландский золотой век )
Общий	Голландская школа картографии Фламандская картография Золотой век голландской картографии / Золотой век нидерландской картографии (ок. 1570–1670 гг.) Нидерландская школа картографии Картография в Голландской Республике Астрономия в Голландской Республике Голландская астрономическая картография в эпоху географических открытий Картография Нидерландов (история съемки и создания карт Нидерланды ) Картография Бельгии (история топографической съемки и создания карт Бельгия ) Картография Нидерландов (история топографической съемки и создания карт Низкие страны ) Голландская астрономическая и лунная картография в эпоху исследований (Голландское систематическое картографирование далекого южного неба, c. 1595–1599 ) Голландская коммерческая картография в эпоху открытий Голландская корпоративная картография в эпоху открытий Голландская морская картография в эпоху географических открытий Золотой век голландских исследований и открытий (ок. 1590–1720 гг.) Созвездия, созданные и внесенные в список голландских астрономов. Триангуляция (съемка) Вагонер (морской) Проекция Меркатора Атлас Континентальный дрифт (гипотеза / теория) Оптический телескоп (изобретение и история телескопа ) Современное употребление термина 'пейзаж / ландшафт ' (этимология )
Связанный	Искать Северо-восточный проход Искать Северо-Западный проход Голландское открытие, исследование и картирование Шпицбергена (картография Свальбард /Шпицберген ) Голландское открытие, исследование и картографирование Ян-Майена (картография Ян Майен ) Европейские исследования и картографирование южной части Африки Искать Великая Южная Земля / Great Unknown South Land (Terra Australis Nondum Cognita /Terra Australis Incognita ) Европейское морское исследование Австралии (Путешествие Янсзун 1605–06 гг., Маршрут Брауэра, Тарелка Хартога, Eendrachtsland, Anthoonij van Diemens Landt, Новая Голландия / Nieuw Holland ) Европейское исследование земли Австралии Голландское открытие, исследование и картографирование Австралазии (картография Австралазия ) Голландское открытие, исследование и картирование Новой Голландии (картография Новая Голландия / Австралия ) Голландское открытие, исследование и картографирование Тасмании / Земли Ван Димена (картография Тасмания ) Голландское открытие, исследование и картографирование австралийского континента (картография Австралийский континент ) Голландское открытие, исследование и картографирование материковой части Австралии (картография Материковая часть Австралии ) Голландское открытие, исследование и картирование Новой Зеландии (картография Новой Зеландии ) Голландские исследования и картографирование Формозы / Тайвань (картография Тайвань ) Голландские исследования и картографирование Ост-Индии (картография Ост-Индия ) Голландские исследования и картографирование юга Африки (картография Южная Африка ) Голландские исследования и картографирование Южной Африки (картография Южная Африка ) Голландское исследование и картографирование Северной и Южной Америки Голландские исследования и картография Тихого океана Голландское открытие и исследование острова Пасхи Картография ЛОС (картография в VOC World ) Картография WIC / GWIC (картография в WIC / GWIC Мир ) Голландская колониальная картография Наука и технологии в Голландской Республике (Золотой век голландской науки и техники )
Влияния	Ранняя современная иберийская (испанская и португальская) картография Ранняя современная итальянская картография Картография эпохи Возрождения
Под влиянием	История картографии (Первый настоящий атлас в современном понимании, 1570) История географии (Первый бесспорный некоренных открытие, исследование и картирование Австралии, в том числе Австралийский континент и Новая Зеландия, без учета Новая Гвинея, 1606–1646) История геодезии и геодезия (Впервые опубликовано систематическое использование метода триангуляции в современной геодезии и картографии., 1533–1615) История навигации (Впервые опубликовано использование проекции Меркатора для морской навигации, 1569; Открытие маршрута Брауэра, 1611) История гидрографии (Первый напечатанный морской атлас в современном понимании, 1584) История селенографии / лунная картография (Первая опубликованная научная карта Луны с топографической номенклатурой, 1645) История уранографии / астрономическая картография (Первое задокументированное систематическое картирование из далекое южное небо, 1595–1599) История астрономии (88 современных созвездий / Созвездия, признанные МАС ) История космографии
Область исследований	Известные ученые Библиография Atlantes Neerlandici (книга) Monumenta Cartographica Neerlandica (книга) Grote Atlas van de Verenigde Oost-Indische Compagnie (книга) Grote Atlas van de West-Indische Compagnie (книга) Caert-Thresoor: Tijdschrift voor de Geschiedenis van de Kartografie (журнал) Explokart (исследовательская программа в Утрехтский университет ) Круг карты Брюсселя (ранее Брюссельский международный кружок коллекционеров карт) Австралия на карте (отдел истории и наследия Австралазийское гидрографическое общество )