Зеркальный телескоп ( также называемый рефлектором ) — это телескоп , который использует одно или несколько изогнутых зеркал , которые отражают свет и формируют изображение . Зеркальный телескоп был изобретен в 17 веке Исааком Ньютоном в качестве альтернативы рефракционному телескопу , который в то время представлял собой конструкцию, страдающую от сильной хроматической аберрации . Хотя зеркальные телескопы создают другие типы оптических аберраций , эта конструкция позволяет использовать объективы очень большого диаметра . Почти все основные телескопы, используемые в астрономических исследованиях, являются рефлекторами. Используется множество различных форм, а некоторые используют дополнительные оптические элементы для улучшения качества изображения или размещения изображения в механически выгодном положении. Поскольку в зеркальных телескопах используются зеркала , конструкцию иногда называют катоптрическим телескопом .
Со времен Ньютона до 1800-х годов само зеркало изготавливалось из металла — обычно из металла-спекулума . Этот тип включал первые конструкции Ньютона и самый большой телескоп 19-го века, Левиафан из Парсонстауна с металлическим зеркалом шириной 6 футов (1,8 м). В 19-м веке новый метод с использованием блока стекла, покрытого очень тонким слоем серебра, начал становиться все более популярным к рубежу веков. Обычные телескопы, которые привели к рефлекторным телескопам Кроссли и Гарварда, которые помогли создать лучшую репутацию рефлекторным телескопам, поскольку конструкции с металлическими зеркалами были известны своими недостатками. В основном металлические зеркала отражали только около 2 ⁄ 3 света, а металл тускнел . После многократной полировки и потускнения зеркало могло потерять свою точную форму, необходимую.
Рефлекторные телескопы стали необычайно популярными для астрономии, и многие известные телескопы, такие как космический телескоп Хаббл , и популярные любительские модели используют эту конструкцию. Кроме того, принцип рефлекторного телескопа был применен к другим электромагнитным длинам волн, и, например, рентгеновские телескопы также используют принцип отражения для создания оптики, формирующей изображение .
Идея о том, что изогнутые зеркала ведут себя как линзы, восходит по крайней мере к трактату Альхазена по оптике XI века, работам, которые были широко распространены в латинских переводах в Европе раннего Нового времени . [2] Вскоре после изобретения рефракционного телескопа Галилей , Джованни Франческо Сагредо и другие, вдохновленные своими знаниями о принципах работы изогнутых зеркал, обсуждали идею создания телескопа с использованием зеркала в качестве объектива, формирующего изображение. [3] Были сообщения о том, что болонец Чезаре Караваджи построил его около 1626 года, а итальянский профессор Никколо Дзукки в более поздней работе писал, что он экспериментировал с вогнутым бронзовым зеркалом в 1616 году, но сказал, что оно не давало удовлетворительного изображения. [3] Потенциальные преимущества использования параболических зеркал , в первую очередь уменьшение сферической аберрации при отсутствии хроматической аберрации , привели к появлению множества предложенных конструкций отражательных телескопов. [4] Самым известным из них был Джеймс Грегори , опубликовавший инновационный проект «рефлекторного» телескопа в 1663 году. Прошло десять лет (1673), прежде чем ученый-экспериментатор Роберт Гук смог построить этот тип телескопа, который стал известен как григорианский телескоп . [5] [6] [7]
Через пять лет после того, как Грегори сконструировал свой телескоп, и за пять лет до того, как Гук построил первый такой телескоп, Исаак Ньютон в 1668 году построил свой собственный рефлекторный телескоп , который общепризнанно считается первым рефлекторным телескопом. [8] Он использовал сферически отшлифованное металлическое главное зеркало и небольшое диагональное зеркало в оптической конфигурации, которая стала известна как ньютоновский телескоп .
Несмотря на теоретические преимущества конструкции рефлектора, сложность конструкции и плохие характеристики металлических зеркал-зеркал, использовавшихся в то время, привели к тому, что им потребовалось более 100 лет, чтобы стать популярными. Многие из достижений в области рефлекторных телескопов включали усовершенствование изготовления параболических зеркал в 18 веке, [9] стеклянные зеркала с серебряным покрытием в 19 веке (построенные Леоном Фуко в 1858 году), [10] долговечные алюминиевые покрытия в 20 веке, [11] сегментированные зеркала , позволяющие использовать большие диаметры, и активную оптику для компенсации гравитационной деформации. Инновацией середины 20 века стали катадиоптрические телескопы, такие как камера Шмидта , которые используют как сферическое зеркало, так и линзу (называемую корректорной пластиной) в качестве основных оптических элементов, в основном используемых для широкоугольной съемки без сферической аберрации.
В конце 20-го века появились адаптивная оптика и лазерная визуализация, позволившие преодолеть проблемы со зрением , а рефлекторные телескопы стали повсеместно использоваться в космических телескопах и многих типах устройств получения изображений на космических аппаратах .
Изогнутое первичное зеркало — это основной оптический элемент рефлекторного телескопа, который создает изображение в фокальной плоскости. Расстояние от зеркала до фокальной плоскости называется фокусным расстоянием . Здесь может располагаться пленка или цифровой датчик для записи изображения, или может быть добавлено вторичное зеркало для изменения оптических характеристик и/или перенаправления света на пленку, цифровые датчики или окуляр для визуального наблюдения.
Первичное зеркало в большинстве современных телескопов состоит из цельного стеклянного цилиндра , передняя поверхность которого отшлифована до сферической или параболической формы. Тонкий слой алюминия наносится на зеркало вакуумным напылением , образуя высокоотражающее первое поверхностное зеркало .
Некоторые телескопы используют основные зеркала, которые сделаны по-другому. Расплавленное стекло вращается, чтобы сделать его поверхность параболоидной, и продолжает вращаться, пока оно остывает и затвердевает. (См. Вращающаяся печь .) Полученная форма зеркала приближается к желаемой форме параболоида, которая требует минимальной шлифовки и полировки для достижения точной необходимой фигуры. [12]
Зеркальные телескопы, как и любая другая оптическая система, не создают «идеальных» изображений. Необходимость получать изображения объектов на расстояниях вплоть до бесконечности, просматривать их на разных длинах волн света, а также необходимость иметь какой-то способ просмотра изображения, создаваемого главным зеркалом, означает, что в оптической конструкции зеркального телескопа всегда есть некоторый компромисс.
Поскольку первичное зеркало фокусирует свет в общую точку перед собственной отражающей поверхностью, почти все конструкции телескопов-рефлекторов имеют вторичное зеркало , держатель пленки или детектор вблизи этой фокальной точки, частично препятствующие свету достигать первичного зеркала. Это не только приводит к некоторому уменьшению количества света, собираемого системой, но и вызывает потерю контрастности изображения из-за дифракционных эффектов препятствия, а также дифракционных пиков, вызванных большинством вторичных опорных структур. [13] [14]
Использование зеркал позволяет избежать хроматической аберрации , но они создают другие типы аберраций . Простое сферическое зеркало не может направить свет от удаленного объекта в общий фокус, поскольку отражение световых лучей, падающих на зеркало вблизи его края, не сходится с теми, которые отражаются от более близкого центра зеркала, дефект, называемый сферической аберрацией . Чтобы избежать этой проблемы, большинство отражающих телескопов используют зеркала параболической формы , форму, которая может фокусировать весь свет в общий фокус. Параболические зеркала хорошо работают с объектами вблизи центра изображения, которое они создают (свет, распространяющийся параллельно оптической оси зеркала ), но к краю того же поля зрения они страдают от внеосевых аберраций: [15] [16]
Существуют конструкции рефлекторных телескопов, в которых используются модифицированные зеркальные поверхности (например, телескоп Ричи-Кретьена ) или какая-либо форма корректирующих линз (например, катадиоптрические телескопы ), которые исправляют некоторые из этих аберраций.
.jpg/1280px-James_Webb_Space_Telescope_Revealed_(26832090085).jpg)
Почти все крупные астрономические телескопы исследовательского класса являются рефлекторами. Для этого есть несколько причин:
Григорианский телескоп , описанный шотландским астрономом и математиком Джеймсом Грегори в его книге 1663 года Optica Promota , использует вогнутое вторичное зеркало, которое отражает изображение обратно через отверстие в главном зеркале. Это создает прямое изображение, полезное для наземных наблюдений. Некоторые небольшие зрительные трубы все еще строятся таким образом. Существует несколько крупных современных телескопов, которые используют григорианскую конфигурацию, такие как Vatican Advanced Technology Telescope , Magellan telescopes , Large Binocular Telescope и Giant Magellan Telescope .
Телескоп Ньютона был первым успешным рефлекторным телескопом, завершенным Исааком Ньютоном в 1668 году. Обычно он имеет параболоидное главное зеркало, но при фокусных отношениях около f/10 или больше сферическое главное зеркало может быть достаточным для высокого визуального разрешения. Плоское вторичное зеркало отражает свет в фокальную плоскость сбоку в верхней части трубы телескопа. Это одна из самых простых и недорогих конструкций для данного размера главного зеркала, и она популярна среди любителей телескопов в качестве проекта для самостоятельной сборки.
Телескоп Кассегрена (иногда называемый «классическим Кассегреном») был впервые опубликован в 1672 году в конструкции, приписываемой Лорану Кассегрену . Он имеет параболическое главное зеркало и гиперболическое вторичное зеркало, которое отражает свет обратно вниз через отверстие в главном. Эффект складывания и расхождения вторичного зеркала создает телескоп с большим фокусным расстоянием при короткой длине трубы.
Телескоп Ричи–Кретьена , изобретенный Джорджем Уиллисом Ричи и Анри Кретьеном в начале 1910-х годов, представляет собой специализированный рефлектор Кассегрена, имеющий два гиперболических зеркала (вместо параболического первичного). Он свободен от комы и сферической аберрации в почти плоской фокальной плоскости, если первичная и вторичная кривизна правильно рассчитаны , что делает его хорошо подходящим для широкоугольных и фотографических наблюдений. [18] Почти каждый профессиональный рефлекторный телескоп в мире имеет конструкцию Ричи–Кретьена.
Включение третьего изогнутого зеркала позволяет скорректировать оставшееся искажение, астигматизм, от конструкции Ричи-Кретьена. Это позволяет получить гораздо большее поле зрения.
Конструкция телескопа Dall–Kirkham Cassegrain была создана Хорасом Даллом в 1928 году и получила свое название в статье, опубликованной в Scientific American в 1930 году после обсуждения между астрономом-любителем Алланом Киркхэмом и Альбертом Г. Ингаллсом, редактором журнала в то время. Он использует вогнутое эллиптическое главное зеркало и выпуклое сферическое вторичное. Хотя эту систему легче шлифовать, чем классические системы Кассегрена или Ричи–Кретьена, она не исправляет внеосевую кому. Кривизна поля на самом деле меньше, чем у классического Кассегрена. Поскольку это менее заметно при более длинных фокусных отношениях , телескопы Dall–Kirkham редко бывают быстрее f/15.
Существует несколько конструкций, которые пытаются избежать препятствования входящему свету путем устранения вторичного элемента или перемещения любого вторичного элемента за пределы оптической оси первичного зеркала , обычно называемых внеосевыми оптическими системами .
Рефлектор Гершеля назван в честь Уильяма Гершеля , который использовал эту конструкцию для создания очень больших телескопов, включая 40-футовый телескоп в 1789 году. В рефлекторе Гершеля главное зеркало наклонено так, чтобы голова наблюдателя не блокировала входящий свет. Хотя это вносит геометрические аберрации, Гершель использовал эту конструкцию, чтобы избежать использования вторичного ньютоновского зеркала, поскольку зеркала из металла -зеркала того времени быстро тускнели и могли достичь только 60% отражательной способности. [19]
Вариант телескопа Кассегрена, телескоп Шифшпиглера («скошенный» или «косой рефлектор») использует наклонные зеркала, чтобы вторичное зеркало не отбрасывало тень на первичное. Однако, устраняя дифракционные узоры, это приводит к увеличению комы и астигматизма. Эти дефекты становятся управляемыми при больших фокусных отношениях — большинство Шифшпиглеров используют f/15 или больше, что имеет тенденцию ограничивать полезные наблюдения объектами, которые помещаются в умеренном поле зрения. Телескоп 6" (150 мм) f/15 обеспечивает максимальное поле зрения 0,75 градуса при использовании окуляров 1,25". Распространен ряд вариаций с различным количеством зеркал разных типов. Стиль Куттера (названный в честь его изобретателя Антона Куттера ) использует одно вогнутое первичное зеркало, выпуклое вторичное зеркало и плоско-выпуклую линзу между вторичным зеркалом и фокальной плоскостью, когда это необходимо (это случай катадиоптрического Шифшпиглера ). Одна из разновидностей многофокусного Шифшпиглера использует вогнутое первичное зеркало, выпуклое вторичное зеркало и параболическое третичное зеркало. Одним из интересных аспектов некоторых Шифшпиглеров является то, что одно из зеркал может быть задействовано в пути света дважды — каждый путь света отражается вдоль разного меридионального пути.
Телескопы Стевика-Пола [20] являются внеосевыми версиями 3-зеркальных систем Пола [21] с добавленным плоским диагональным зеркалом. Выпуклое вторичное зеркало помещается как раз сбоку от света, входящего в телескоп, и располагается афокально так, чтобы направлять параллельный свет на третичное. Вогнутое третичное зеркало помещается ровно в два раза дальше от стороны входящего луча, чем было выпуклое вторичное зеркало, и его собственный радиус кривизны удален от вторичного. Поскольку третичное зеркало получает параллельный свет от вторичного, оно формирует изображение в своем фокусе. Фокальная плоскость лежит внутри системы зеркал, но доступна глазу с включением плоской диагонали. Конфигурация Стевика-Пола приводит к тому, что все оптические аберрации в сумме равны нулю до третьего порядка, за исключением поверхности Пецваля, которая плавно изогнута.
Yolo был разработан Артуром С. Леонардом в середине 1960-х годов. [22] Как и Schiefspiegler, это беспрепятственный наклонный рефлекторный телескоп. Оригинальный Yolo состоит из первичного и вторичного вогнутых зеркал с одинаковой кривизной и одинаковым наклоном к главной оси. Большинство Yolo используют тороидальные рефлекторы . Конструкция Yolo устраняет кому, но оставляет значительный астигматизм, который уменьшается за счет деформации вторичного зеркала с помощью некоторой формы деформирующей обвязки или, в качестве альтернативы, полировки тороидальной фигуры во вторичное. Как и Schiefspieglers, было разработано множество вариаций Yolo. Необходимое количество тороидальной формы может быть полностью или частично передано первичному зеркалу. В оптических сборках с большими фокусными отношениями первичное и вторичное зеркало можно оставить сферическими, а между вторичным зеркалом и фокальной плоскостью добавляется очковая корректирующая линза ( катадиоптрический Yolo ). Добавление выпуклого, длиннофокусного третичного зеркала приводит к конфигурации Солано Леонарда . Телескоп Солано не содержит никаких торических поверхностей.
Одна из конструкций телескопа использует вращающееся зеркало, состоящее из жидкого металла в поддоне, который вращается с постоянной скоростью. При вращении поддона жидкость образует параболоидальную поверхность практически неограниченного размера. Это позволяет создавать очень большие зеркала телескопа (более 6 метров), но их использование ограничено зенитными телескопами .
В конструкции с прямым фокусом не используется вторичная оптика, изображение доступно в фокусной точке первичного зеркала . В фокусной точке находится некоторая структура для удержания пластины пленки или электронного детектора. В прошлом, в очень больших телескопах, наблюдатель сидел внутри телескопа в «наблюдательной клетке», чтобы напрямую просматривать изображение или управлять камерой. [23] В настоящее время камеры ПЗС позволяют дистанционно управлять телескопом практически из любой точки мира. Пространство, доступное в прямом фокусе, сильно ограничено необходимостью избегать помех входящему свету. [24]
Радиотелескопы часто имеют конструкцию с прямым фокусом. Зеркало заменяется металлической поверхностью для отражения радиоволн , а наблюдатель — антенной .
Для телескопов, построенных по схеме Кассегрена или другим родственным конструкциям, изображение формируется за главным зеркалом, в фокусе вторичного зеркала . Наблюдатель смотрит через заднюю часть телескопа, или камера или другой инструмент устанавливаются на задней части. Фокус Кассегрена обычно используется для любительских телескопов или небольших исследовательских телескопов. Однако для больших телескопов с соответственно большими инструментами инструмент в фокусе Кассегрена должен двигаться вместе с телескопом по мере его поворота; это накладывает дополнительные требования на прочность конструкции опоры инструмента и потенциально ограничивает движение телескопа, чтобы избежать столкновения с препятствиями, такими как стены или оборудование внутри обсерватории.
Конструкция Нейсмита похожа на конструкцию Кассегрена, за исключением того, что свет не направляется через отверстие в главном зеркале; вместо этого третье зеркало отражает свет в сторону телескопа, что позволяет устанавливать тяжелые инструменты. Это очень распространенная конструкция в больших исследовательских телескопах. [25]
Добавление дополнительной оптики к телескопу в стиле Несмита для доставки света (обычно через ось склонения ) в фиксированную точку фокусировки, которая не перемещается при переориентации телескопа, дает фокус куде (от французского слова, означающего локоть). [26] Фокус куде дает более узкое поле зрения, чем фокус Несмита [26] , и используется с очень тяжелыми инструментами, которым не нужно широкое поле зрения. Одним из таких применений являются спектрографы высокого разрешения , которые имеют большие коллимирующие зеркала (в идеале с таким же диаметром, как и главное зеркало телескопа) и очень большие фокусные расстояния. Такие инструменты не выдерживали перемещения, и добавление зеркал к световому пути для формирования поезда куде , отклоняющего свет в фиксированное положение к такому инструменту, размещенному на полу наблюдения или под ним (и обычно построенному как неподвижная неотъемлемая часть здания обсерватории), было единственным вариантом. 60 -дюймовый телескоп Хейла (1,5 м), телескоп Хукера , 200-дюймовый телескоп Хейла , телескоп Шейна и телескоп Харлана Дж. Смита — все они были построены с использованием инструментов с фокусами кудэ. Разработка эшелле -спектрометров позволила проводить спектроскопию высокого разрешения с помощью гораздо более компактного инструмента, который иногда можно успешно установить на фокус Кассегрена. С тех пор как в 1980-х годах были разработаны недорогие и достаточно стабильные компьютерные монтировки телескопов alt-az, конструкция Нэсмита в целом вытеснила фокус кудэ для больших телескопов.
Для инструментов, требующих очень высокой стабильности, или которые очень большие и громоздкие, желательно установить инструмент на жесткой конструкции, а не перемещать его вместе с телескопом. В то время как передача полного поля зрения потребует стандартного фокуса куде, спектроскопия обычно включает измерение только нескольких дискретных объектов, таких как звезды или галактики. Поэтому возможно собирать свет от этих объектов с помощью оптических волокон на телескопе, размещая инструмент на произвольном расстоянии от телескопа. Примерами спектрографов с волоконным питанием являются спектрографы для поиска планет HARPS [27] или ESPRESSO . [28]
Кроме того, гибкость оптических волокон позволяет собирать свет из любой фокальной плоскости; например, спектрограф HARPS использует фокус Кассегрена телескопа ESO 3,6 м [27] , в то время как спектрограф с основным фокусом подключен к основному фокусу телескопа Subaru [29] .
