Astronomie

Qu'est-ce qu'une horloge d'Ascension Droite exactement et comment était-elle utilisée (montée sur un télescope) dans la pratique, historiquement ?

Qu'est-ce qu'une horloge d'Ascension Droite exactement et comment était-elle utilisée (montée sur un télescope) dans la pratique, historiquement ?


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La réponse de @MikeG à Pourquoi ce télescope de l'observatoire Lowell a-t-il autant de boutons ? Que font-ils tous ? explique que l'élément n ° 6 étiqueté dans l'image là-bas (et la version recadrée ici) est susceptible d'être une "horloge d'ascension droite".

Ma question ne concerne pas spécifiquement l'article sur la photo, mais est plutôt plus générale.

Si vous exploitiez un grand télescope de recherche dans le passé, lorsque tout est fait manuellement (horloges, stylo et papier), et qu'il y avait un tel objet sur votre télescope, que répondriez-vous à ce qui suit ?

Question: Qu'est-ce qu'une horloge d'Ascension Droite exactement et comment est-elle utilisée en pratique (montée sur un télescope) ?

Je demande plus qu'un simple commentaire. Si j'avais une valeur RA sur laquelle je voulais pointer le télescope, quelles étapes devrais-je exécuter pour qu'il soit pointé là-bas ? Est-ce que j'utilise également une deuxième horloge en temps réel, ou l'horloge RA est-elle la seule pièce d'horlogerie dont j'ai besoin ? Est-ce une pièce d'horlogerie, ou est-ce un indicateur de la position du télescope ? Est-ce que je fais une simple soustraction ? Dois-je également lire autre chose du télescope séparément ?

Comment cela aurait-il fonctionné exactement dans la pratique lorsque l'"horloge" a été installée pour la première fois sur ce télescope historique ?

dessus: recadré et annoté, d'ici Crédit: Fox News

au dessous de: capture d'écran du réfracteur Clark de l'observatoire Restoring Lowell (mentionné ici) recadrée, tournée, agrandie, affinée.


Examen du support de suivi Omegon MiniTrack LX2

Le pouvoir de suivre les étoiles est entre vos mains… littéralement, avec ce dispositif d'horlogerie, le support de suivi Omegon MiniTrack LX2.

Ce concours est maintenant terminé

Publié: 19 janvier 2019 à 12h00

Historiquement, les entraînements et les engrenages utilisés pour motoriser les montures de télescopes étaient connus sous le nom de « entraînements d'horloge » parce que les mécanismes d'origine avaient beaucoup en commun avec les premières horloges, qui utilisaient des poids et des pendules pour garder l'heure. L'Omegon MiniTrack LX2 met à jour cette ancienne technologie en utilisant un moteur d'horlogerie pour alimenter une monture de suivi équatoriale compacte qui peut gérer une charge utile jusqu'à 2 kg et des distances focales jusqu'à 100 mm.

Jusqu'à présent, des montures de suivi ultra-portables similaires utilisaient de petits moteurs électriques et des circuits de commande électroniques pour faire pivoter avec précision l'axe d'ascension droite (RA). Le MiniTrack est donc tout à fait en dehors des sentiers battus.

Cette solution élégante signifie qu'un support ultra-portable peut être emporté n'importe où sans avoir à dépendre d'aucune exigence d'alimentation autre qu'une petite action du poignet toutes les heures environ pour remonter doucement le mécanisme de l'horloge. C'est peut-être la première monture vraiment écologique.

Une pièce d'équipement aussi inhabituelle a exigé notre attention, alors nous étions impatients de l'essayer. Son arrivée pendant les mois d'été était idéale pour une imagerie à grand champ de la Voie lactée avec une caméra et un objectif, ce pour quoi cette monture est conçue plutôt qu'un petit télescope.

La monture pèse 464 g (774 g avec la tête à rotule fournie installée) et ne mesure que 215 mm de long sur 80 mm de large à son point le plus large, ce qui la rend presque poche. Le châssis est une pièce moulée en aluminium unique avec une finition craquelée noire et des composants hautement polis.

Attaché à une extrémité se trouve un bras quadrant avec une plate-forme en caoutchouc sur laquelle la tête à rotule substantielle est fixée via un boulon ¾-16.

Si vous choisissez d'acheter la version à montage uniquement du MiniTrack, vous pouvez utiliser votre propre tête à rotule et, si nécessaire, remplacer le boulon de montage par le boulon ¼-20 fourni, à l'aide de la clé et de l'adaptateur inclus dans le kit. .

Un clip moulé en haut du châssis contient un petit tube de visée en plastique pour aider à l'alignement polaire.

L'assemblage du système est en effet très rapide. Vous commencez par attacher le MiniTrack à la tête panoramique et inclinable de votre propre trépied ou à la tête altaz de précision afin que vous puissiez incliner le suiveur d'étoiles pour l'aligner polairement. Vous fixez ensuite la tête sphérique à la plate-forme de montage.

Enfin, vous fixez l'appareil photo et l'objectif à la barre en queue d'aronde à dégagement rapide. Ensuite, il y a l'alignement polaire, que vous effectuez en voyant Polaris à travers le tube de recherche polaire, puis en verrouillant fermement la tête du trépied en position.

Ce processus d'alignement était un peu subjectif mais pour l'imagerie grand angle, il s'est avéré parfaitement adéquat. Il convient de noter, cependant, que le MiniTrack ne suivra que le ciel nocturne dans l'hémisphère nord.

Une fois que la monture est correctement alignée polaire, vous fixez ensuite la caméra à la tête à rotule à l'aide de la pince à queue d'aronde, que nous avons facilement réussi à réaliser même dans l'obscurité.

Pour démarrer la séance d'imagerie, vous faites tourner le grand disque au pied de la monture d'un tour maximum pour remonter le moteur d'horlogerie – c'est aussi simple que cela.

Une fois le moteur en marche, vous pouvez desserrer la tête à rotule pour permettre à l'objectif de l'appareil photo de pointer vers l'objet céleste que vous souhaitez photographier et, après la mise au point, la capture d'image peut commencer.

Nous avons utilisé un intervallomètre externe fixé à notre ensemble d'objectifs grand angle Canon 450D et 28 mm pour capturer un ensemble continu d'expositions de trois minutes avec l'appareil photo en mode « ampoule ».

Nous avons utilisé notre propre détecteur de point rouge monté sur une griffe pour viser l'objectif dans la direction générale de l'étoile brillante Sadr (Gamma (γ) Cygni) à Cygnus, et avons capturé des images jusqu'à ce que le moteur s'épuise, ce qui était exactement une heure plus tard.

Les formes d'étoiles résultantes étaient impressionnantes, ne montrant aucun signe de traînée même si nous utilisions la durée d'exposition maximale recommandée pour notre combinaison appareil photo et objectif.

Nous recommandons le MiniTrack aux utilisateurs de tout niveau d'expérience comme moyen simple de monter un équipement d'imagerie de base pour l'imagerie à grand champ.


Qu'est-ce qu'une horloge d'Ascension Droite exactement et comment était-elle utilisée (montée sur un télescope) dans la pratique, historiquement ? - Astronomie

L'une des choses auxquelles beaucoup de gens ne pensent pas lors de l'achat d'un télescope est la monture. Les montures de télescope peuvent faire une énorme différence dans la qualité de l'expérience visuelle. Une monture instable et tremblante peut rendre difficile la vision des détails sur les objets proches et presque impossible de voir les objets du ciel pâles.

Il existe deux principaux types de montures et un certain nombre de sous-types. Les montures altazimutales sont configurées un peu comme un trépied d'appareil photo. Il existe des commandes pour déplacer le télescope de haut en bas (altitude) et des commandes pour se déplacer de gauche à droite (azimut). Un type populaire de monture altazimutale est connu sous le nom de Dobson. Les montures Dobson se trouvent généralement sur des télescopes réfléchissants de taille moyenne ou grande.

L'autre type ou monture principale est appelée monture équatoriale. Les montures équatoriales sont conçues pour suivre le mouvement du ciel. Ceci est particulièrement utile car la rotation de la Terre peut entraîner le déplacement rapide d'objets hors de vue. Les montures équatoriales sont souvent configurées avec des entraînements motorisés qui correspondent à la rotation de la Terre. Cela facilite l'observation des objets du ciel pendant de plus longues périodes.

La section suivante traite des types de montures de télescope les plus courants, montrant les avantages de chaque type à diverses fins :

Une monture équatoriale allemande utilise un contrepoids sur un long arbre en face du télescope pour contrebalancer le poids du télescope. Le télescope est capable de suivre le ciel autour d'un axe polaire pour compenser la rotation de la Terre.

Une monture équatoriale allemande a un axe d'ascension droite (A.R.) qui est dirigé vers Polaris, l'étoile du nord, pour aligner polairement la monture. Une fois aligné, le télescope peut suivre le ciel à l'aide de commandes au ralenti ou d'une horloge pour faire pivoter l'axe de l'ascension droite. Cet axe permet le mouvement d'est en ouest. Le télescope tourne autour de l'axe de déclinaison (dec) de la monture afin de permettre le mouvement vers le nord et le sud.

Une monture Fork Equatorial maintient le télescope au bout d'un ou deux bras. Le terme vient de la ressemblance de la conception originale à deux bras avec un diapason. Certains modèles de télescopes plus petits et plus légers intègrent un seul bras pour réduire le poids lorsque deux bras ne sont pas nécessaires. Les bras de fourche de ce type de monture sont pointés vers le nord pour permettre à la monture de suivre le ciel pendant que la Terre tourne.

Une monture Fork Equatorial a un axe d'ascension droite (R.A.) (les bras de fourche) qui est dirigé vers Polaris, l'étoile du nord, pour aligner polairement la monture. Une fois aligné, le télescope peut suivre le ciel à l'aide de commandes au ralenti ou d'une horloge pour faire pivoter l'axe de l'ascension droite. Cet axe permet le mouvement d'est en ouest. Le télescope tourne autour de l'axe de déclinaison (dec) de la monture afin de permettre le mouvement vers le nord et le sud.

Une monture Altitude-Azimut (ou Alt-Az) se déplace parallèlement et perpendiculairement à l'horizon. Ce mouvement est très intuitif et est particulièrement facile à utiliser pour une visualisation terrestre. La plupart des télescopes Goto sont montés sur Alt-Az et le Dobson est un type de monture Alt-Az.

L'altitude fait référence à la hauteur au-dessus de l'horizon et l'azimut est l'angle le long de l'horizon depuis le nord, comme un relèvement de la boussole (0 est le nord, 90 est l'est, 180 est le sud et 270 est l'ouest). Les montures Alt-Az sont faciles à utiliser pour l'observation terrestre, et pour l'observation astronomique, elles ont un grand avantage par rapport aux montures équatoriales en ce qu'elles maintiennent l'oculaire dans une position pratique à tout moment. Cependant, ils ne peuvent pas suivre automatiquement à moins que le télescope ne soit contrôlé par ordinateur. Par conséquent, la plupart des télescopes Goto sont montés sur Alt-Az.

Doit être monté de manière équatoriale (à l'aide d'un coin) pour être utilisé en photographie ou pour l'imagerie CCD

La monture Dobson est un type de monture Alt-Az. C'est une conception simple mais ingénieuse : il fonctionne entièrement par friction. Le télescope équilibré n'est maintenu en place que par le frottement entre les roulements du télescope et les patins en téflon sur la monture elle-même. Tant que la friction est parfaite, le télescope peut facilement être déplacé d'une infime quantité de sorte qu'un objet puisse être centré dans le champ de vision ou suivi pendant que la Terre tourne. Mais lorsque l'observateur lâche le télescope, il reste exactement en place. Conformément à la conception simple de la monture, le télescope lui-même est la conception la plus simple et la moins chère, la newtonienne.

Le Dobson est très facile à utiliser et est donc très apprécié des débutants. C'est aussi le type de télescope le moins cher pour une ouverture donnée et il est donc également populaire auprès des observateurs avancés qui souhaitent posséder un très grand télescope. Les Dobson avec des ouvertures de 36" ou plus deviennent des vues familières dans de nombreuses soirées d'étoiles.

Il existe maintenant des lecteurs et des logiciels sophistiqués qui peuvent permettre une visualisation automatisée avec l'un ou l'autre type de support. Alignez simplement la lunette avec quelques étoiles connues et l'ordinateur peut guider votre lunette vers n'importe quelle entité visible dans le ciel nocturne. Ces systèmes peuvent ajouter un peu de coût à votre télescope. Pour les débutants, cependant, trouver des objets du ciel manuellement peut être l'une des vraies joies de l'astronomie.

Quel que soit le type de télescope que vous choisissez, avoir une monture de qualité améliorera considérablement votre expérience visuelle.


Télescope : Instrument de transit de 10 pieds Troughton (1816)

Monté dans le plan du méridien, l'instrument de transit Troughton de 10 pieds a été utilisé en conjonction avec une horloge à pendule précise, pour déterminer l'ascension droite d'un corps céleste. Cela a été fait en mesurant le temps (sidéral) auquel il a transité (traversé) le méridien.

Certaines des étoiles les plus brillantes, dont les positions avaient été affinées par des observations répétées sur une longue période de temps, ont été utilisées comme "étoiles d'horlogerie". En comparant leurs temps de transit observés avec leurs temps théoriques, les erreurs de l'horloge de transit ont pu être déterminées. Cliquez ici pour en savoir plus sur la base astronomique du chronométrage.

Dimensions

Construit par Troughton, les dimensions globales du télescope ont été déterminées par deux facteurs. Premièrement, il a incorporé comme objet-verre, une lentille achromatique préexistante qui avait été fabriquée par Peter Dollond. Cela appartenait à un télescope acquis par Maskelyne pour l'Observatoire en 1793 pour un coût de £150 (RGO6/22/30). L'objet-verre dictait la longueur et l'ouverture du télescope. Deuxièmement, le nouvel instrument devait pouvoir être monté sur les mêmes piliers que son prédécesseur, quoique surélevés.

La longueur du télescope est d'environ 10 pieds et l'ouverture claire de l'objet en verre de 5 pouces. La longueur de l'axe (entre les extrémités des pivots) est de 4 pieds. De plus amples détails peuvent être trouvés dans les récits contemporains dont les liens sont donnés ci-dessous.

La quête d'une mise à niveau du Transit de 8 pieds

Construit en 1750, Bradley&rsquos 8-foot Transit Instrument s'est progressivement avéré souffrir d'un certain nombre de problèmes. Fabriqué à l'origine avant l'invention du doublet achromatique, son objet-verre a été amélioré par Dollond en 1772. Bien que d'autres modifications aient également été apportées, les problèmes résultant de sa construction élancée et faible étaient difficiles à quantifier et restaient en suspens.

En 1792, Maskelyne proposa aux Visiteurs qu'un cercle méridien pourrait utilement remplacer à la fois l'instrument de transit et les quadrants (RGO6/22/28). Bien que les Visiteurs le soutiennent, la proposition n'aboutit à rien.

En 1806, Maskelyne propose l'acquisition d'un cercle mural par Troughton. Ceci a été soutenu par les Visiteurs lors de leur réunion du 22 janvier 1897 (RS MS600/59 & RGO6/22/53). L'approbation de son acquisition a été donnée par le Board of Ordnance le 23 mars. Bien que conçu par Troughton comme un instrument uniquement pour mesurer la distance polaire nord (NPD), Maskelyne a décidé de demander un certain nombre d'ajouts, en vue de le faire fonctionner comme un instrument de transit capable de mesurer également l'ascension droite.

Maskelyne mourut en 1811, avant la livraison du Cercle Mural. Son successeur, John Pond, l'a mis en service en juin 1811. Il est vite devenu évident que si ses performances de mesure du NPD étaient supérieures à celles des quadrants, ses performances de mesure de l'ascension droite étaient inférieures à celles d'un instrument de transit conventionnel. En même temps qu'il évaluait les propriétés du Cercle Mural, Pond effectuait une série d'observations sur les étoiles circumpolaires avec l'instrument de 8 pieds afin de mieux essayer de comprendre la nature de ses imperfections. Il a rapporté ses découvertes sur les deux instruments dans un article qui a été inclus dans le premier volume de ses observations publiées. Clique ici pour lire ça. Ayant conclu qu'un nouvel instrument de transit était nécessaire, un a été commandé à Troughton. Selon Howse (1975), cela a été fait en 1813.

L'instrument de transit Troughton de 10 pieds. Dessiné par J Farey et gravé par T Bradley. Planche 16 de Pearson's Introduction à l'astronomie pratique (Londres, 1829). Image reproduite avec l'aimable autorisation de Robert B. Ariail Collection of Historical Astronomy, Irvin Department of Rare Books and Special Collections, University of South Carolina Libraries

Comptes contemporains

Ni Pond ni Airy n'ont rédigé un compte rendu de l'instrument. Tous deux renvoyaient les lecteurs à la description par Sir James South de son instrument de transit qui fut publiée dans un article de la Philosophical Transactions of the Royal Society en 1826. L'instrument South a été construit par Troughton quelques années après celui de Greenwich. Malgré sa taille plus petite, Pond laissait entendre qu'il était identique &lsquoin chaque partie essentielle et particulière&rsquo. En 1829, William Pearson publia une description de l'instrument de Greenwich qui s'inspirait fortement du récit que South avait écrit. Les chiffres des planches accompagnant les deux récits portent tous deux le nom de T Bradley. Il est crédité de les avoir dessinés pour le compte de South&rsquos et de les avoir gravés à Pearson&rsquos. Le récit du Sud est accompagné de neuf figures réparties sur trois planches. Pearson&rsquos a huit chiffres contenus sur un seul.

Introduction à l'astronomie pratique Volume 2 pp.366&ndash371. Le révérend W. Pearson (Londres, 1829). Cliquez ici pour voir le accompagnement Planche (Planche XVI), qui est également reproduite ci-dessus.

Un compte rendu de South&rsquos instrument a également été publié dans la septième édition de Encyclopédie Britannica en 1842, d'où provient la gravure ci-dessous. Cliquez ici pour le lire tel que republié dans la huitième édition. Cliquez ici pour la plaque (notez le changement de numéro de plaque à partir de l'image ci-dessous).

Le télescope de transit du Sud. Gravé par G. Aikman pour Encyclopédie Britannica et publié pour la première fois dans la septième édition en 1842

Le récit ci-dessous a été rédigé par le premier assistant de l'Observatoire, Robert Main en 1850. Publié à l'origine dans Londres et ses environs exposés en 1851. Le volume fut réédité l'année suivante et à nouveau en 1854, mais cette fois sous le titre : Le manuel illustré de Londres.

Les observatoires de Londres et ses environs. Robert Main. De Londres et ses environs exposés en 1852, pp.647&ndash 649 (John Wheale, Londres, 1852).

Emplacement de l'instrument 1816&ndash1850

L'instrument de transit de 10 pieds a été utilisé dans la salle de transit dans ce qui est maintenant connu sous le nom de bâtiment Meridian. Il était positionné exactement au même endroit au sol que l'instrument de transport de 8 pieds qu'il remplaçait.

Dans ce qui a dû être une opération extrêmement lisse, la dernière observation a été faite avec l'instrument de transit de 8 pieds le 5 juillet 1816, après quoi l'instrument de 8 pieds a été démonté. Pour s'adapter à la longueur supplémentaire du nouvel instrument, des chapeaux semi-circulaires de 2 pieds de diamètre et 2 pieds 3 pouces de large ont été placés au-dessus des piliers existants (dont les dimensions étaient de 2 pieds carrés sur 6 pieds 2 pouces de haut). En plus d'augmenter la hauteur de la jetée, les chapeaux ont eu pour effet de réduire l'écart entre eux de 6 pouces. Le nouvel instrument a été monté le 16 juillet, ce qui signifie qu'il a fallu moins de deux semaines pour que le nouvel instrument soit installé et fonctionnel. La première observation publiée avec le 10 pieds Transit est datée du 21 juillet 1816. Cliquez ici pour voir l'entrée dans les observations publiées . Le télescope resta opérationnel jusqu'à la fin de 1850. Il fut démonté l'année suivante et la salle transformée en bureau pour l'Astronome Royal.

Le bâtiment Meridian en 1839. La figure au centre est l'astronome royal, George Airy. Les deux fenêtres immédiatement à sa gauche appartiennent à la salle de transit, l'instrument de transit étant situé entre elles. Les deux cercles muraux étaient situés dans la pièce adjacente à gauche. D'après un dessin d'Elizabeth Smith, 11 février 1839

L'horloge de transit

Initialement, l'instrument de transit de 10 pieds était utilisé avec l'horloge maintenant connue sous le nom de &lsquoGraham 3&rsquo qui se trouvait dans la salle de transit depuis 1750. Pendant ce temps, dans la pièce voisine, le cercle mural était également utilisé pour les mesures de transit avec l'horloge &lsquoHardy&rsquo qui avait été spécialement mandaté à cet effet. Le 10 septembre 1821, &lsquoGraham 3&rsquo est remplacé par une horloge par Molyneux & Cope. Celle-ci a été démontée le 24 novembre 1822 et remplacée par celle de Johnson qui est entrée en service le 28 novembre 1822. Les mesures de transit avec le cercle mural ayant été abandonnées en 1819, l'horloge &lsquoHardy&rsquo a finalement été déplacée dans la salle de transit remplaçant &lsquoJohnson&rsquo le 4 novembre 1823.

Les horloges étaient fixées sur une jetée, qui avait été à l'origine installée pour le premier instrument de transit. Leur emplacement au sud de la jetée ouest était pratique pour chronométrer les transits d'étoiles culminant au sud. Pour permettre à l'observateur de voir l'horloge lorsqu'il fait face au nord avec son dos tourné vers elle, un miroir articulé fixé à la jetée ouest a été fourni. Lorsque le Airy Transit Circle a remplacé le Transit de 10 pieds en 1851, l'horloge &lsquoHardy&rsquo a été déplacée dans la salle du Transit Circle pour être utilisée avec. Cela impliquait de placer le mouvement dans la base de la jetée du collimateur sud où il se trouve aujourd'hui.

Les horloges étaient réglées sur le temps sidéral. C'est à partir d'eux que l'heure solaire moyenne à Greenwich, c'est-à-dire l'heure moyenne de Greenwich, a finalement été déterminée. Jusqu'en 1871, l'horloge de transit était l'heure standard de facto pour l'Observatoire et pour une grande partie du Royaume-Uni.

Inverser l'instrument

Bien que conçu pour être réversible, il s'agissait d'un processus gênant et dangereux en raison du poids de l'instrument. Initialement, il ne pouvait pas du tout être inversé, car (comme Pond le notera le 31 août 1816), le dispositif pour l'inverser devait encore être achevé. Ce que l'on sait du processus d'inversion provient de deux entrées dans l'inventaire de 1840 (RGO6/54/85 ou alternativement, RGO39/1/13) :

16 &lsquoUne grue en fer fixée au tirant du côté ouest de l'ouverture du toit de la salle de transit, tournée sur son axe par une corde : pour soutenir les nos. 13 [le niveau] et 17&rsquo
17 : &lsquoUn jeu de poulies, selle en cuir, sangle et boucles, pour élever l'instrument de transit en réversion&rsquo

Marques méridiennes et collimateurs

Le méridien d'un télescope de transit est établi à partir des observations des étoiles circumpolaires. Ces étoiles sont toujours présentes dans le ciel et transitent (passent au-dessus) du méridien deux fois par jour (sidéral) alors que la Terre tourne sur son axe. Lorsqu'un télescope de transit est correctement aligné, le temps mesuré entre les transits successifs d'une étoile circumpolaire donnée est constant. Si un bon catalogue était disponible, les ascensions droites d'une étoile haute et basse pourraient être utilisées à la place. Une fois qu'un télescope de transit avait été ajusté au méridien, il était possible de créer une marque sur l'horizon à utiliser comme contrôle d'alignement rapide.

Le moyen standard de vérifier la collimation (alignement de l'optique) d'un télescope de transit avant l'introduction des collimateurs au 19ème siècle consistait à ajuster le télescope à un point éloigné ou à une marque sur l'horizon, puis à l'inverser dans ses montures. Toutes choses étant égales par ailleurs, si les optiques étaient correctement alignées, la marque serait toujours visible au centre du champ de vision. Inverser le télescope était une opération longue et potentiellement dangereuse. Une fois qu'un télescope de transit avait été initialement collimaté à condition que des marques méridiennes correctement placées soient disponibles à la fois au nord et au sud, il n'était plus nécessaire d'inverser le télescope à moins que, lorsqu'il était aligné sur une marque, il ne soit désaligné avec l'autre. En inversant alors le télescope, il était possible de déterminer s'il s'agissait d'un problème de collimation ou d'un décalage de l'une ou l'autre des marques.

Initialement, l'instrument de transit de 10 pieds a été utilisé avec le &lsquotthe old south mark&rsquo qui avait été érigé pour l'instrument de transit de 8 pieds sur une cheminée de la maison des Rangers. C'était à environ 500 mètres. Les seules descriptions connues de la marque sont des extraits incroyablement brefs inclus avec les observations publiées. En 1816, Pond fit deux références à la marque sud :

15 sept 1816 : &lsquotthe lumineux parallélogramme qui forme la marque méridienne sud &hellip la marque sud n'a pas été modifiée depuis l'érection du nouvel instrument&rsquo

Datant de 1911, c'est la plus ancienne image connue de l'obélisque de Chingford. La structure en forme de flèche ou de palette est un ajout ultérieur qui aurait été ajouté par l'Ordnance Survey pour rendre la position exacte de l'obélisque plus facile à observer. Carte postale (No.63880) éditée par F. Frith & Co. Ltd. Reigate

En pratique, Pond a utilisé celle des deux marques qui était visible. Pourtant:

&lsquand la machinerie étant démontée vers septembre 1833, une marque temporaire fut peinte sur le parement de fer du quai desdits docks. Depuis quelle époque, un grand bâtiment, conçu pour une taverne, a été érigé à l'endroit où se trouvait la salle des machines, d'environ quarante pieds de haut, et qui offre un grand avantage pour une nouvelle marque, l'original n'étant que d'environ quinze pieds haute. Une nouvelle marque, le 27 février dernier, a été apposée sur le parcours de blocage du bâtiment : elle est constituée d'une fine plaque de fer, 19½ pouces de haut et 12 pouces de large le milieu est peint en blanc, 5 pouces de large, avec une bordure noire de 3½ pouces : il est fixé à la pierre de blocage par quatre vis, la plaque ayant des rainures ou des fentes pour admettre un petit réglage&rsquo.

Il semble probable que Pond ait abandonné la marque sud, à un stade précoce, s'appuyant plutôt sur la marque nord pour vérifier à la fois l'azimut du télescope et la collimation (ce qui nécessitait que le télescope soit inversé). En plus du fait que le processus d'inversion soit dangereux, il

En plus des dangers rencontrés lors de l'inversion du télescope, Pond a également constaté que l'instrument, une fois remis à sa position initiale, ne retournait pas exactement au même endroit. En conséquence, il a créé une nouvelle marque sud sous la forme d'un collimateur. Il s'agissait d'un télescope de cinq pieds (probablement celui que l'Observatoire possédait déjà) qui était monté sur un axe de transit et muni d'un fil vertical dans le foyer principal. Il a été placé sur Y&rsquos (dits être ceux de l'ancien instrument Transit de 8 pieds) dans la fente sud de la pièce. À l'usage, le fil a été conçu pour couper en deux la marque du méridien nord. L'opération d'inversion de l'instrument de transit était alors en grande partie supprimée.

Quand Airy a succédé à Pond en tant qu'astronome royal, il a abandonné les marques lointaines du nord et a déplacé le télescope de collimation de cinq pieds du sud au côté nord de l'instrument de transit de 10 pieds. Il a enregistré les changements dans son Introduction au volume de Observations de Greenwich pour 1836 :

&lsquoDepuis le 23 janvier [1836], les méthodes suivantes ont été utilisées. L'utilisation des marques méridiennes à Black wall et Chingford a été abandonnée : la première étant trop large pour les nouveaux fils fins, et étant très fréquemment cachée par le gréement des navires dans la rivière et la dernière n'étant visible que par le plus beau temps. Un collimateur de 63 pouces de focale et de 3,9 pouces d'ouverture, monté comme un transit dans l'ouverture sud de la salle de transit, avait été utilisé par M. Pond pour vérifier la correction mécanique de la collimation, en dirigeant le transit et le collimateur vers le même marque méridienne nord, puis en observant si le fil du milieu du transit, après avoir tourné son objet-verre vers le sud, coïncide avec l'image du fil du collimateur. Ce collimateur sert maintenant de repère fixe pour l'observation avec le transit en positions inversées. Le fil vertical du collimateur s'étant avéré être un mauvais objet d'observation avec le fil vertical du micromètre-transit, il fut changé entre le 22 janvier et le 13 avril pour une croix en forme de X aigu. Un réflecteur fut attaché dans le but de jeter la lumière du ciel sur les fils. Comme le moindre rayonnement solaire perturbait beaucoup le collimateur, les Y&rsquos pour son support ont été déplacés du sud vers le nord en ouverture entre le 7 et le 16 juin.&rsquo.

Modifications

L'instrument fut démonté le 9 février 1825 pour que ses pivots soient changés du pavillon en métal à l'acier. Il a été remonté le 18 mai et remis en service le 21 mai. Ils ont été rendus en 1832 et en 1849, on dit qu'ils n'ont "jamais dévié dans leur forme de la circularité parfaite".

L'histoire après 1850

Ayant été remplacé par le Airy Transit Circle en 1850, le télescope n'avait plus d'utilité pratique. En 1851, le verre de l'objet a été retiré et le télescope et l'axe ont été suspendus comme une relique sur le mur ouest de la nouvelle salle du Transit Circle. Le verre de l'objet a été réutilisé dans Airy&rsquos Reflex Zenith Tube et l'ancienne salle de transit transformée en bureau pour l'Astronome Royal (aucun bureau de ce type n'existait auparavant).

En 1852, l'appareil de levage a été placé dans la cave sous l'escalier de la salle octogonale, qui était presque certainement humide (RGO39/1/2). Il a été retiré quelques années plus tard en 1856, lorsque la cave a été réquisitionnée par Airy comme espace pour stocker des piles de rechange à utiliser avec le système de temps galvanique nouvellement installé. Ce qui lui est arrivé après cela n'est pas connu pour le moment.

Lorsque Flamsteed House a été entièrement ouverte au public pour la première fois en 1960, l'instrument a été exposé dans la &lsquoHalley Gallery&rsquo (qui occupait le rez-de-chaussée de l'extension Airy&rsquos. Il y est resté jusqu'en 1967, date à laquelle il a été érigé sur des répliques de piliers dans son position d'origine dans le bâtiment Meridian, qui est toujours là aujourd'hui.

Sauf indication contraire, tous les textes et images sont la propriété de Graham Dolan


Qu'est-ce qu'un lecteur d'horloge ? (Avec des photos)

Un lecteur d'horloge est utilisé en astronomie, en particulier pour l'astrophotographie. C'est une pièce d'équipement qui est attachée à une monture de télescope. L'utilisation d'un lecteur d'horloge avec un télescope garantit que le champ de vision reste le même à tout moment, ou que le télescope se déplace à la même vitesse que la Terre afin qu'il suive ce qui est vu.

En raison de la rotation de la Terre, les objets semblent se déplacer dans le ciel au fil du temps. Avant l'invention des horloges, les astronomes devaient déplacer manuellement leurs télescopes pour compenser le mouvement de la Terre. Les commandes d'horloge ont permis à cela de devenir un mouvement automatique afin que les astronomes puissent se concentrer sur ce qu'ils voient sans avoir à déplacer et à recentrer leurs télescopes.

Un entraînement d'horloge est conçu pour faire tourner le télescope sur lequel il est monté à une vitesse d'une rotation par jour sidéral. UNE jour sidéral est le temps qu'il faut à la Terre pour effectuer une rotation complète par rapport à l'équinoxe de printemps, ou à l'équinoxe de printemps que le Soleil passe en mars. Chaque jour sidéral est environ quatre minutes plus court qu'un jour solaire, ou un jour mesuré en fonction de la rotation de la Terre autour du soleil. Le temps sidéral est utilisé par les astronomes pour savoir où pointer leurs télescopes afin de voir une étoile particulière une nuit donnée.

Les horloges originales étaient souvent entraînées par l'utilisation de poids tombants et d'un pendule, semblable à ce que l'on voit dans les horloges grand-père. Les commandes d'horloge actuelles sont maintenant alimentées électriquement grâce à l'utilisation d'un moteur d'ascension droite. Dans la plupart des cas, le lecteur d'horloge est fixé à un support sur la monture du télescope. Le moteur est ensuite attaché à l'arbre d'entraînement au ralenti, soit directement, soit par l'intermédiaire d'un système d'engrenages. La fixation du lecteur d'horloge à la monture du télescope signifie que la monture est déplacée et non le télescope, que la mise au point et l'angle du télescope sont maintenus à tout moment et qu'il est simplement tourné autour d'un axe.

Un lecteur d'horloge peut faire partie intégrante de l'équipement des astrophotographes. Le mouvement lent constant de l'entraînement de l'horloge garantit que le télescope suit en douceur l'étoile de son choix. Cela permet à son tour de prendre des photos à différents intervalles lorsque l'étoile se déplace dans le ciel. En fixant un lecteur d'horloge et une caméra directement au télescope, la manipulation par le photographe est considérablement réduite une fois le télescope initialement installé. Cela signifie qu'il y a moins de risque d'erreur humaine lors de la prise de photos sur une longue période.


Polar Alignement d'une monture de fourche équatoriale

L'illustration de gauche montre un SCT sur une monture de fourche équatoriale. Les directions d'alignement polaire de cette monture sont les mêmes que pour une monture équatoriale allemande avec quelques changements mineurs. Les SCT commerciaux sont parmi les télescopes amateurs les plus populaires au monde. Their compact size, moderate aperture, and versatility as both visual observing and astroimaging platforms make SCTs suitable for a wide range of astronomical uses. The illustration at right points out the various functions of an equatorial fork mount.

The equatorial fork mount has two axes of motion. Like the German equatorial mount one axis is in right ascension and the other in declination. The declination axis runs through the telescope optical tube. The U-shape of the fork allows the telescope to be connected to the mount in two locations. The telescope moves through declination by tilting up and down between the fork arms. The right ascension axis runs upward through the arms of the fork mount. A motor drive is mounted beneath the fork. The telescope moves in right ascension by pivoting around the horizon at the juncture between the fork and the motor drive. Finally, the tilt of the mount is set where the motor drive and fork join the tripod. This device is called an equatorial wedge. Set at the proper tilt, the mount is aligned with the Earth's axis of rotation.

The first step in polar alignment is to set the tilt of the mount to your local latitude. This aligns your telescope parallel to Earth's axis. The illustration at left shows that angle. Many equatorial mounts have an adjustment knob allowing you to easily adjust the tilt angle. Also, look for a scale on the mount indicating the tilt angle.

Before setting the tilt of the mount, I check to make sure the tripod is level. I use a Sears "Craftsman" Torpedo Level which has a magnetized bar along one side. If the tripod is level, then I can accurately set the tilt of the mount in broad daylight using the gauge affixed to the mount or a protractor.

I use a Sears "Craftsman" protractor with a magnetic base to set the tilt of my mount. When the protractor reads 35 degrees (Flagstaff's latitude), I lock the mount in place. This can be done at home during the day which is much easier than at night in some remote field. It's worth repeating that the tripod (or pier as the case may be) needs to be level in order for this step to work as described. As long as you level the mount, you never need to change the tilt when setting up at your regular observing site.

The next step in polar alignment is to setup the telescope. Position the mount so the right ascension axis is pointing North. This can be done during twilight. No need to use a compass for this step. Just get the telescope's right ascension axis pointed roughly North.

When the sky becomes dark enough that stars are appearing, look for Polaris. Polaris is a 3rd magnitude star at the end of the Little Dipper's handle. You will find it in the same location every night. Look to the North. Polaris will be at an elevation above the horizon equal to your local latitude. Suppose your latitude is 40 degrees. Make a fist. A closed fist held at arms length covers roughly ten degrees of sky. So, Polaris will be four fists above the northern horizon. After finding Polaris, manually move the telescope so the right ascension axis is pointing in that direction.

The final step is to align the telescope with the celestial pole. First, rotate the telescope in declination to 90 degrees. This is the declination of the celestial north pole and the optical tube should be pointing toward Polaris. Second, rotate the telescope in right ascension until the finder scope eyepiece is accessible. This may be next to impossible unless your scope has a right angle finder.

Look into your finder scope. Hopefully, the view will be similar to the illustration at left. Polaris is flanked by two fainter stars. Together, this group forms a triangular pattern with Polaris being the brightest star along the short leg. The triangle spreads across two degrees of sky. The cross hairs in the diagram are centered at the location of the celestial North pole.

If you don't see this or if the finder scope is inaccessible, don't be alarmed. You can sight along the optical tube to achieve a rough polar alignment good enough for visual observing. In either case, do not move the telescope in right ascension or declination to finish the alignment. Your telescope mount may have a lock screw that, when loosened, allows you to move the whole mount around the horizon. If not, you'll just have to grab a couple of the mount legs, and rotate the mount around the horizon until Polaris is visible in the cross hairs or the telescope appears pointed in that direction. Make sure the declination still reads 90 degrees. If the finder is centered on a point close to the illustrated position, then the polar alignment is accurate enough that a clock drive will move the telescope to track objects at high magnification for several minutes at least. If you need extremely accurate polar alignment, then visit my page with instructions on how to use the declination drift method.


Questar 3.5" Duplex Telescope - Very Nice

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The Questar Duplex 3.5 has long been regarded as the finest personal telescope in the world. In addition to the telescope’s legendary resolution, flatness of field and contrast, and has integrated features that are unavailable with other telescopes. The control box has two (2) viewing ports with flick knob selection. It provides three power changes per eyepiece, an internal finder and two telescopic powers. Included also are a star-diagonal prism, solar filter for finder lens, off-axis glass solar filter, and focusable eyepiece diopter. The barrel rotates for viewing height adjustment . The equatorial fork mount is brushed cast aluminum, aircraft polyurethane painted, with friction drive alt-azimuth controls. It includes an AC powered synchronous clock drive motor and declination clamp. The setting circle for Right Ascension and Declination is fully functional. The RA circle is universal for northern and southern hemispheres. The Duplex stores in a carrying case that has pockets for the included tabletop legs, extra eyepiece, solar Filter and AC adapter cord.


What Do You Need Gears For?

If backlash is an undesirable property of gears, it’s natural to ask why we need gears anyway. Wouldn’t it be better to just eliminate them and the problems they cause?

Your mount is dependent on gears because it needs to make a shaft rotate around a centre point very slowly and very accurately.

Consider, for example, the rotation that the Right Ascension axis of an Equatorial Mount needs to track an object as the Earth rotates. The RA axis needs to rotate at the same rate as the Earth. That’s a rotation rate of “one rotation per day” or, in more familiar engine terms, 0.0007 RPM. That’s pretty slow.

Unfortunately, it’s quite difficult to build an electric motor, or a human wrist, that can turn that slowly and still turn at an accurate and consistent pace.

Instead, the normal engineering solution is to use a motor that runs quickly enough that a small error is insignificant (several hundred RPM) and to use a series of gears to mechanically reduce the speed to the needed 1-revolution-per-day.

For example, you might use a 300 RPM motor and a set of gears to reduce the rotation rate by a factor of 432,000 times to get a shaft rotating at a very accurate one revolution per day. A worm gear combined with one or two round gears can easily produce such a reduction in rotation speed.


Why 24 hours for right ascension?

No. RA assumes that the stars are fixed and that the Earth rotates in 24 hours (our definition) so that we should map them in terms of a theoretical fixed Earth. The Earth's orbital movement around the Sun allows for parallax measurements to be made for the closer stars (they appear to shift in the sky [proper motion] with respect to more distant stars), though the more distant stars, galaxies, quasars, etc appear to be quite fixed on the sky.

As the Earth orbits the Sun, day-by-day we get a slightly different viewpoint on the night sky. Today, this seems pretty archaic, but a long time ago, some telescopes were mounted on mounts that only allowed the telescope to move in declination, and they were accompanied by VERY accurate clocks. Such observatories were invaluable in mapping the sky, and providing accurate charting for navigators, etc. The problem for navigators at the time is that although these charts allowed them to gauge their latitudes quite accurately, their time-pieces did not have accuracy sufficient for them to gauge their longitudinal positions. This was HUGE problem for shipping when the British Empire was vying against the French and the Spanish trying to establish dominance of the seas in commerce and military affairs.

This to me means that any given star for a given location will rise 23 hours and 56 minutes apart for each consecutive rise. This also means that for each consecutive positions of the star when it crosses meridian there's 23 hours and 56 minutes difference.


John M. Pierce's Telescope Making Articles

In the earlier installments of this article, appearing in the last two numbers of Everyday Science and Mechanics, we learned how to grind and polish the concave mirror for a reflecting telescope, and how to give its surface the parabolic contour necessary to obtain the best definition. A simple altazimuth mount was also described this is convenient for use in observing scenery or other terrestrial objects. However, for most effective use on the heavenly bodies, a telescope should have an equatorial mount.

Everybody knows that the Sun "rises" and "sets" every day and of course you also know that this is only an apparent motion, really being caused by the Earth's rotation on its axis once in 24 hours. It necessarily follows that all the heavenly bodies have a similar apparent motion, rising in the east and setting in the west approximately every 24 hours. If one axis of the telescope mount is placed parallel to the Earth's axis, and the telescope is revolved from the east to the west on this axis, at the same rate that the Earth turns, the star under observation will remain stationary in the telescope otherwise it will appear to move rapidly across the field in the eyepiece, and soon disappears.

Since the Earth turns through 360 degrees (a whole circle) in 24 hours, it turns through 1 degree in 4 minutes. The Sun and Moon each subtend an angle of about half a degree so you can see that the heavenly bodies appear to move a distance equal to the Moon's diameter in about two minutes. As a high-power eyepiece will take in only a small part of the Moon at once, constant adjustment of the telescope is necessary.

To sum up, the equatorial mount differs from the altazimuth mount by having one axis, named the polar axis, parallel to the Earth's axis while the other axis, called the declination axis, is at right angles to the polar axis.

There are two principal types of equatorial mount. The most common or German type is shown in Fig. 14. In this mount the telescope is hung at one side of the polar axis, and balanced by the counterweight on the other end of the declination axis. The telescope is hung at its center of gravity so that it is in balance on both axes.

The English, or fork type, mount is shown in Fig. 15. In this mount the telescope is hung on trunnions in the fork with its center of gravity at the point where the center lines in balance in all positions without any counterweight.

Fig. 16 is a photograph of a German type mount made by an amateur. Fig. 17 is a photograph of an English type portable mount. With this mount, as illustrated, it is impossible to point the telescope towards the Northern sky but if the fork is made deep enough to allow the mirror end of the tube to swing through, as in Fig. 15, it will reach all parts of the sky.

The mount which is illustrated on Part 1 of this series of articles is a modification o the German type mount. In this, the telescope, instead of being hung at its center of gravity, is placed with the eyepiece in line with the declination axis. This requires an offset counterweight in order to balance it. The great advantage of this mount is that the change in position of the eyepiece, which occurs when the telescope points to different parts of the sky, is much less than when the eyepiece is located as in Fig. 16.

On a map of the Earth, or on a globe, places are located by their latitudes and longitudes. In the sky, a similar system of circles is used. The poles of the heavens are over the poles of the Earth, and the celestial equator is over the Earth's equator.

The declination of a star is its angular distance north or south of the equator, and corresponds to latitude on earth. A declination circle divided into degrees is frequently placed on the declination axis of the telescope.

Right Ascension: on the Earth the equator is divided into degrees of longitude, starting with zero at Greenwich, England but the sky it is more convenient to divide the equator into 24 hours, and those into minutes and seconds. The starting point has been taken at a point on the celestial equator called the Vernal Equinox and half of a great circle passing through the Vernal Equinox and the poles is called the Zero or 24 hour circle. Just as 12 and 0 are the same on an ordinary clock face for astronomical time runs up to 24 hours.

When we say a star is located at Declination +32"12' and R.A. 14 hr. 23 min. 18 sec. we mean that it is 32" 12' north of the equator (plus being north and minus being south) and that in 14 hours, 23 minutes and 18 seconds it will be in the position now occupied by objects having 0 or 24 hours Right Ascension.

The Right Ascension circle is placed on the polar axis, and a worm gear on the polar axis turned by a worm is used to move the telescope, when following the stars. This is sometimes connected by gearing to a clock or a synchronous electric motor, to give a continuous motion, holding the star stationary in the field. This is especially necessary when long-time photographs of star fields or nebulae are taken.

A worm gear on a screw feed on the declination axis is a help in bringing a start to the center of the field, or in making accurate settings on the graduated circle.

Figues. 18 and 19 are working drawings of a very simple equatorial mounting that performs very satisfactorily. The castings may be purchased ready cast, or patterns may be made and modified to suit the location and whims of the designer from these, castings may be made at any foundry.

The base (1) should be made so that the polar axis lies at an angle from the horizon equal to the latitude of the place where the telescope is to be used. If special castings are to be made, this should be included in the design. Standard castings are made at 45 degrees, and the polar axis is given the proper position by the adjusting screws in the base or by casting the top of the pedestal at an angle. The telescope is bolted to the cradle (3) at it's balance point, and is balanced on the polar axis by the counterweight (4).

Slow motion is obtained by means of the slotted screws (9) acting on the fingers (10) which are clamped to the axis by the clamp screws (8). For quick movements, the screws (8) are loosened, allowing the axes to turn freely.

If circles are desired, the declination circle is screwed to the cradle boss it is made as shown in Fig. 20. A 4" circle of 1/16" thick brass is divided into 360 divisions. Every tenth one is stamped from 0 to 90 and back again to 0, and then repeat. The circle is fastened on the boss and a pointer fastened to the declination casting in such a position as to read 90 when pointed at the celestial pole, near the North Star.

The Right Ascension circle may be screwed to the boss of the declination casting, with its pointer fastened to the Polar axis casting. The R. A. circle, shown in Fig. 21, should be located so that it reads 0 when the telescope points south and 6 when it points either east or west. The circles are not necessary or even desirable when you start out as an observer. Make your mount as simple as possible to start with and add features as you feel the need of them.

    Remove the mirror and prism from the telescope and stretch crossed strings across each end of the tube, crossing at its center when measured with a scale or calipers. When these are brought into line with the eye looking through the tube, the line of sight is the axis of the tube. Turn the mount, so that the declination axis and the telescope tube are horizontal when tried out with an accurate level.

Fig. 22 shows the setup for this test. Hold the head at least 5 feet back of the crossed strings, so that those on each end will be in clear focus of the eye. Remove the crossed strings from the mirror end of the tube and replace the mirror. The mirror is adjusted by its screws until the front cross strings line up with their reflection at the exact center of the mirror when observed from a point several feet in front of the open end of the tube.

The amateur is advised against attempting to make a prism until he has had some experience with the production and testing of flat surfaces. If you do not care to buy a first class prism for your telescope, you had better select a flat piece of windshield or broken mirror and silver it for a diagonal mirror. A diagonal mirror is preferable to a prism for large reflectors - over 12" aperture - and works well even on small ones if it is really flat. A totally reflecting prism is best for telescopes under 12", because these smaller prisms do not absorb as much light as is lost by reflection at a diagonal mirror, especially when the silver coat has begun to tarnish.

A diagonal mirror cannot be lacquered satisfactorily. The mirror can be lacquered, because the "soap-bubble" caused by the lacquer combine in the image to reproduce its original colors: since light comes from every part of the spectrum to every part of the image. By the time the cone of rays reaches the diagonal, however, they have localized sufficiently to reproduce roughly the streaks of lacquer color, on the diagonal, in the field of view of the eyepiece. If you observe a large white object, such as a white house, or the moon, you will get a color pattern certainly not on the original.

If your diagonal is really flat, and the silver bright and unlacquered, it will give excellent results. When selecting the glass for a diagonal, collect all the broken mirror glass, windshield or other plate glass about 1/8" thick, that you can find, and cut it into rectangles the size you desire. For a 6" telescope they may be 1 1/8" x 1 7/8" in size. Clean them and press them together by pairs and observe the interference bands, which are visible by monochromatic light.

A suitable light is that of an alcohol or gas flame on which ordinary salt is sprinkled. the intense yellow flame shows the characteristic yellow of sodium, and is excellent for this purpose. A screen of tracing, or other translucent, paper is placed in front of the light to diffuse it and give a large surface.

Now place a pair of your glass rectangles in front of the screen, and observe as shown in Fig. 23. A series of black and yellow lines, caused by interference of light reflected from the two surfaces in contact, will be seen. Press one edge of the glasses, until they are as nearly straight as possible and are about 1/4" apart. If the lines are straight it indicates that the two surfaces are parallel to each other in other words, that they are alike. They may both be flat but also, one may be convex and the other concave to the same amount. To be sure that they are the flat surfaces that you desire you must test various pairs together until you find three surface that, when tested (1 with 2, 2 with 3 and 1 with 3) give in all cases straight lines. When you have done this you have three flat surfaces because you can readily see that the only possible surfaces that will be parallel when combined in this way are flat. Mark the wrong sides with a glass cutter or paint to distinguish them. Silver the good side of one, and use it instead of a prism.

If the readers of this magazine are interested enough in these articles to write in and may so, the series will be continued and the making of less simple telescopes such as the Cassegrain or even the refractive type will be taken up. Other possible subjects are the making of small lenses, etc.