Óptica explicación de las imágenes de las estrellas?

Question

Muy a menudo, cuando visualización de imágenes del cosmos tomadas por los telescopios, se puede observar que más grande y más brillante de las estrellas no aparecen precisamente como puntos/círculos en la imagen. De hecho, la más brillante de la luz de las estrellas, la más vemos este efecto de cuatro perpendicular de los rayos "disparo" de la estrella.

(Tomado de esta página.)

Mi pregunta es: ¿cuáles son las ópticas responsable de este efecto? Me gustaría suponer que tanto el brumoso resplandor alrededor de las estrellas y los rayos de disparo hacia el exterior son efectos ópticos creados por la cámara o el dispositivo de captura de imagen, pero realmente no se puede suponer nada más que eso. (El hecho de que los rayos están todos alineados apoya este, por uno). Una justificación adecuada, en términos de (geométrica?) la óptica tanto el brillo y los rayos sería muy apreciada.

He aquí algunos otros ejemplos de este tipo de imágenes:

• http://grizzlyhugs.files.wordpress.com/2009/12/stars-sky-lg.jpg
• http://spacespin.org/images/articles/hubble-large-small-stars-harmonious_3.jpg

Answer 1

una gran pregunta. Estas cruces alrededor de las estrellas son llamados "picos de difracción". Surgen a causa de las propiedades de onda de la luz - interferencia alrededor de las varillas que tiene que ser insertado en el telescopio reflectante. Ver, por ejemplo,

http://en.wikipedia.org/wiki/Diffraction_spike

http://apod.nasa.gov/apod/ap010415.html

Todo lo mejor Lubos

Answer 2

Esto es, como Lubos mencionado, un efecto de la naturaleza de onda de la luz, y no puede ser explicado a través de la óptica geométrica.

Lo que usted está viendo se llama el Punto de la Función de dispersión (PSF) de la proyección de imagen del sistema. Debido a que las estrellas están tan lejos que son efectivamente las fuentes puntuales de luz (es decir, que son espacialmente coherente) su imagen será la PSF del sistema de imágenes. Hasta un factor de escala, el PSF es la transformada de Fourier de la pupila del sistema de imágenes. Para un sistema de lentes, el alumno / a es por lo general sólo un círculo, por lo que el PSF es la transformada de Fourier 2D de un círculo:

$$\frac{J_1(2 \pi \rho)} {2 \pi \rho}$$

Donde $J_1$ es la orden 1 de la función de bessel de primera especie.

Sin embargo, la mayoría de los telescopios modernos se construyen con reflectante en la óptica, y hay varios oscurecimientos en el alumno, debido a las estructuras de soporte del espejo secundario. Esta más complicado alumno forma, puede producir una variedad de artefactos en el PSF. El starburst patrón en sus imágenes de ejemplo podría ser debido a un simple "plus" en forma de estructura de soporte del espejo secundario, pero el efecto es tan fuerte que sospecho que se destacó por efecto creativo. No estoy seguro de cómo el Hubble PSF se ve, la parte superior de mi cabeza.

En general, una imagen puede ser representada por la convolución de la imagen ideal $g(x,y)$ con el PSF, generalmente denotado $h(x,y)$. En el caso de un punto de origen (por lo $g(x,y)$ es una función delta, $\delta(x,y)$) es trivial que la imagen es una copia de la PSF:

$$h(x,y)=\int_{-\infty}^{\infty} \delta(\xi,\eta) h(x-\xi, y-\eta) d\xi d\eta$$

Pero en el caso de una más complicada objeto, la convolución por el PSF actos para suavizar o desenfoque de la imagen. Esta es la razón por un fuera de foco de la cámara produce imágenes borrosas. A pesar de las aberraciones también degradan la imagen bajo una aproximación geométrica, que es más preciso. El geométrica caso y de la óptica ondulatoria (difracción) resultado será cerca de las aberraciones que se hacen grandes.

A veces este efecto es producido intencionalmente. Usted realmente puede comprar filtros para cámaras comerciales que tienen una rejilla fina de los cables para producir este starburst efecto para fines creativos.

PD: Esta respuesta pasa por alto cualquier discusión de la fase de los efectos de la difracción (porque estoy corto de tiempo, me puede actualizar más adelante). Si a usted le gustaría aprender acerca de la difracción y la onda óptica de enfoque de imagen, el líder de texto en el planeta es "Introducción a la transformada de Fourier de la Óptica" de J. Goodman. Es absolutamente espectacular libro.

Answer 3

Estos efectos ópticos por supuesto no tienen nada que ver con el tamaño de las estrellas. Hasta hace poco el tamaño de una estrella no podía ser fotografiada en un photoplate o CCD. Puede tener una imagen de difracción de los efectos de la apertura y demás elementos de óptica. Sin embargo, estos no están directamente relacionados con el tamaño de una estrella y nuestras estimaciones estelar diámetros.

La primera estimación de una estrella de tamaño con la luminosidad bolométrica. La emisión de energía es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura absoluta $T$, y el área es proporcional al cuadrado del diámetro de la estrella, tenemos el diámetro $D$ proporcional a la raíz cuadrada de la luminosidad $L$ y el cuadrado de la temperatura efectiva $T$. Si $D$, $L$ y $T~=~5800K$ para el Sol, luego para otra estrella con la temperatura de la $T'$ y luminosidad $L'$ D/D' = √(L/L')(5800/T)^2. $$D'~=~D\sqrt{L'/L}(T'/T)^2.$$ Este es un cuerpo negro o Stephan ley enfoque para calcular el diámetro de una estrella

Una más exacta del tamaño de una estrella puede ser deducida óptico de un telescopio que el suyo es límite de resolución. El efecto físico es el Hanbury Marrón y Twiss efecto. Una onda electromagnética con la fase de $e^{i\omega t}$ llegará a dos detectores con una fase relativa $e^{i\phi}$. El irradiances en los dos detectores de entonces será $$I_1~=~E^2 e^{i\omega t},~ I_2~=~E^2 e^{i\phi}e^{i\omega t}$$ La función de correlación entre ellos $\langle I_1I_2\rangle$ durante un tiempo de medición de $T$$T^{-1}\int_0^T I_1I_2dt$, que de tiempo lo suficientemente largo, está dado por $$\langle I_1I_2\rangle ~=~\lim_{T\rightarrow\infty}T^{-1}\int_0^T I_1I_2dt~=~\frac{E^4}{4}\Big(1~+~\frac{1}{2}cos(2\phi)\Big)$$ La diferencia de fase puede existir para un gran telescopio. El patrón de Airy es $I(r)~=~I(0)(2J1(z)/z)^2,$z~=~2[r/(2\lambda f/d)]$, where$$ d es el diámetro de la abertura. Si esto es lo suficientemente pequeño como el HBT fase o correlación puede ser detectado y utilizado de manera más directa de medir el diámetro de una estrella.

He incluido este para ilustrar algo relacionado con este tema, y a iclear un error común acerca de cómo las imágenes de las estrellas se piensa a menudo para transmitir información directa acerca de sus tamaños.

Answer 4

No es realmente un buen papel en cómo se fija el Telescopio Espacial Hubble. Cambiaron el CCD por pequeñas cantidades y capturó varias imágenes diferentes de la función de dispersión puntual (que era bastante malo a la vez). Luego se propaga a su medida en el plano del espejo y fueron capaces de determinar el error de fase y busque el original de los problemas de fabricación.

Esta habilitado para arreglar el telescopio mediante la instalación de una corrección espejo.

Complicado de papel: http://www.optics.rochester.edu/workgroups/fienup/PUBLICATIONS/AO93_PRComplicated.pdf

Algunas bonita animación en el trabajo que realizan para el nuevo telescopio: http://www.optics.rochester.edu/workgroups/fienup/Tom/tom_research.html