Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия


Leaf Главная arrow Блог материалов



Компенсаторы для объективов с большим диаметром входного зрачка
Статьи о космосе

Афокальные компенсаторы, как и другие менисковые или деформированные пластинки, могут применяться в сходящихся пучках.

Как показывают расчеты, их диаметры составляют от одной трети до одной шестой диаметра входного зрачка объектива. Другими словами, если диаметр компенсатора составляет, например, 1 м (максимальная величина, доступная стеклянной промышленности в настоящее время), то диаметр большого зеркала может быть доведен до 5—6 м. Правда, чем меньше диаметр компенсатора (при заданной величине входного зрачка), тем слабее его компенсационные возможности и меньше угол поля объектива.

После Ценгера, Симеона, Росса, о системах которых мы уже упоминали, многие ученые предложили различные конструкции с применением двухлинзовых афокаль-ных, трехлинзовых и более сложных компенсаторов. Остановимся лишь на некоторых из них, представляющих интерес для астрономии. Одна из первых систем этого типа под названием АСИ-4, рассчитанная и изготовленная ГОИ, используется в Пулковской обсерватории для работ, связанных с фотометрией небесных светил и определением спектрального класса звезд в качестве бесщелевого спектрографа. В ней после второго отражающего элемента пучки  выходят параллельными.  Предусмотрено место для преломляющих призм прямого зрения. Диаметр зеркала в ней равен 35 см, фокусное расстояние 1,5 м, относительное отверстие 1 : 5,5.

Большой интерес для астрофотографии может представить зеркально-линзовый объектив, предложенный почти одновременно ГОИ в СССР и заводом Цейсса в Иене (ГДР). Он состоит из гиперболического зеркала и афо-кальной системы двух линз, диаметр которых может быть в 4—6 раз меньше диаметра зеркала. В объективе полностью исправлены сферическая аберрация, кома и астигматизм и остается неисправленной лишь,кривизна. Относительное отверстие такого объектива при фокусном расстоянии 10 м может быть равным 1:4, а поле зрения 3—4° и даже больше, если применить сферическую фотопластинку или линзу Пиацци-Смита.

Если к системе Кассегрена с большим гиперболическим зеркалом приставить афокальный компенсатор, надлежащим образом рассчитанный, можно полностью устранить все аберрации.

Преимущество обоих названных объективов перед объективами Шмидта заключается в том, что диаметр их большого зеркала можно довести до 4—5 м, превысив диаметр объективов Шмидта в 3—4 раза. Однако внедрению объективов такого типа пока препятствуют трудности изготовления гиперболической поверхности с необходимой для астрономии точностью.

Менисковые системы
Статьи о космосе

Д. Д. Максутов в 1941 г. предложил систему, обладающую тем преимуществом, что она свободна от недостатков системы Шмидта — трудности изготовления несферической поверхности и большой длины, равной двум фокусным расстояниям. Большое зеркало в его системе имеет форму сферы, а компенсатор представляет собой ахроматический мениск очень малой отрицательной оптической силы. Благодаря ей его сферическая аберрация может компенсировать аберрацию сферического зеркала. Подбор толщины мениска и расстояния между мениском и зеркалом позволяет исправить кому и получить апланатическую систему длиной в 2 раза меньше системы Шмидта. В этом — второе преимущество менисковых систем. Астигматизм и кривизну устраняют добавлением линзы Пиацци-Смита перед фокальной плоскостью. Большая кривизна поверхностей мениска, вызывающая появление сферической аберрации высших порядков, может быть исправлена легкой ретушью мениска или сферического зеркала.

Система Д. Д. Максутова используется для небулярной астрофотографии. Менисковая линза применена в ней как компенсатор кассегреновой системы. Кроме основной роли компенсатора, мениск служит для герметизации трубы и в качестве держателя второго сферического зеркала. Система обладает всеми достоинствами схемы Кассегрена —ее компактностью и удобством работы — и в то же время лишена отрицательных качеств — наличия несферических поверхностей, отсутствия апланатизма. Наибольшее удобство она представляет для использования в качестве телескопов для наблюдения небесных объектов. Малое зеркало по диаметру не превышает одной трети большого, так что потери света незначительны (11%), а дифракционная каротина мало отличается от той, которую дает сплошной зрачок. Менисковые системы Д. Д. Максутова применены в телескопах МТМ-200, МТМ-500, АС-32, АЗТ-16, в телеобъективах МТО-500, МТО-1000 и ряде других приборов.

В литературе встречаются различные варианты аналогичных систем. Среди них есть и комбинация менисков с пластинкой Шмидта и другие. Однако сведений об изготовлении таких систем не имеется.

Отметим еще одну категорию зеркально-линзовых систем, отличающуюся тем, что в ней первым и основным компонентом, определяющим диаметр входного зрачка, является простая линза. Система зеркал и линз небольшого диаметра играет здесь роль коррекционной части объектива. Такие системы, предложенные вначале Гамильтоном, а затем в конце прошлого столетия Шупманном, хорошо поддаются исправлению от сферической и хроматической аббераций, причем вторичный спектр можно исправить полностью.

Хотя объектив последнего типа был изготовлен, медиальные системы не получили распространения. Это можно объяснить двумя причинами: прежде всего не устранен один из главных недостатков рефлекторов, а именно невозможность перейти за тот диаметр, который определяется максимальными размерами дисков оптического стекла (не более 1 м); кроме того, медиальные системы оказались весьма чувствительными к малейшей децентрировке. Указанные недостатки привели к тому, что после Шупманна не было сделано ни одной попытки вернуться к медиальным системам. Системы с афокальным компенсатором в параллельном пучке. Наряду с компенсатором в виде деформированной пластинки или в виде менисковой линзы сейчас применяются афокальные компенсаторы, состоящие из двух (иногда четы-рех) линз, изготавливаемых из одного сорта стекла. Наличие четырех поверхностей (или восьми) вместо двух обеспечивает лучшее исправление аберраций по сравнению с ранее описанными компенсаторами. Но большие диаметры препятствуют их применению в длиннофокусных астрономических объективах (более 500 мм фокусного расстояния). Основное назначение объективов, снабженных двухлинзо-выми компенсаторами,— исследование быстро двигающихся небесных тел: метеоритов, спутников и т. д. Объективы с двухлинзовыми афокальными компенсаторами обладают большим относительным отверстием, доходящим до 1 : 0,7, и углом поля зрения 10—15° (при сферической поверхности изображения могут быть получены более значительные углы поля зрения —до 25—30°).

Нашли применение еще более сложные системы, необходимые для решения особых задач.

Зеркально-линзовые системы
Статьи о космосе

Возникновение идеи зеркально-линзовых систем относится к XVIII в. Первый телескоп Ньютона был уже такой системой, поскольку он имел два зеркала и окуляр, состоящий из линз.

Простейшей зеркально-линзовой системой можно считать отражающую линзу Манжена, использованную им в качестве проектирующей системы прожектора дальнего действия (для освещения далеких предметов) в 80-х годах прошлого столетия. То обстоятельство, что она была применена в прожекторе, а не в астрономическом объективе, случайно. Линза Манжена—менискообразная (центры поверхностей обращены в одну сторону) с отражающей поверхностью. С точки зрения оптической схемы она эквивалентна комбинации двух менисковых линз, одна из которых стоит перед зеркалом, другая — позади него, и лучи проходят   через   нее  дважды. Эта линза играет роль компенсатора сферической   аберрации.   Недостаток ее — значительная хроматическая аберрация. Если в прожекторе ею можно было пренебречь из-за сравнительно большого размера источника света, благодаря чему лучи, идущие из различных точек, перемешиваются, то в астрономическом объективе эта же аберрация недопустима, так как небесные объекты имеют чрезвычайно малые угловые размеры.

Плодотворность идеи Манжена, лежащей в основе его системы, подтверждается неоднократным ее использованием как основной части светосильного зеркально-линзового фотографического объектива, обладающего большим углом поля зрения. Для исправления хроматической аберрации и астигматизма к ней добавляют несколько   линз.

В большинстве существующих зеркально-линзовых систем (за исключением не получивших распространения медиальных труб Шупманна) функции линз и зеркал разделены таким образом: зеркала формируют изображение, а линзы корректируют аберрации зеркал. При этом линзам стараются придать минимально возможную преломляющую силу, чтобы более четко разграничивать действие тех и других частей оптической системы. В линзе Манжена такое строгое разделение функций невозможно, и поэтому ее аберрации исправлены слабо.

Идея афокальных компенсаторов зародилась в 1876 г., тогда в схеме Кассегрена предлагали применить две рядом расположенные линзы из одного и того же сорта стекла, составляющие афокальную (нулевой оптической силы) систему. Однако предложения, опубликованные в специальной литературе,    так  и  остались  неосуществленными.

В 1913 г. Росс применил афокальный компенсатор на практике. Его вариант несколько отличался от прежнего, но принципиальной разницы между ними не было. Первый компенсатор имел целью исправить сферическую аберрацию и кому сферических зеркал, расположенных по схеме Кассегрена, а компенсатор Росса — кому параболического рефлектора, не влияя на его сферическую аберрацию, поскольку она равнялась нулю. Следовательно, в обоих случаях задача сводилась к устранению сферической аберрации и комы прибора.

Компенсатор Росса при испытании показал, что он действительно исправляет кому параболического рефлектора, не влияя на качество изображения на оси систе&ы, и не вводит хроматических аберраций, поскольку обе его линзы имеют одинаковую оптическую силу, но с обратными знаками и изготовлены из одного материала. Однако, устраняя кому, он в несколько раз увеличивает астигматизм параболического зеркала, из-за чего угол поля зрения системы «параболическое зеркало — компенсатор», хотя и увеличивается немного по сравнению с его значением для одного зеркала, не превышает 15' (по 7—8' с каждой стороны от оси).

Теория афокального компенсатора была разработана проф. В. Н. Чуриловским, который использовал ее для целого ряда комбинаций зеркал, например комбинации с одним простым сферическим зеркалом, с двумя несфериче-кими зеркалами по схеме Кассегрена. В одном из последних вариантов ему удалось исправить все пять аберраций монохроматического луча, к сожалению, расположение оптических деталей оказалось при этом неудачным, вызвав сильное виньетирование световых пучков. Поэтому схема представляет лишь теоретический интерес. За последние десятилетия проблемы афокального и иных компенсаторов подробно и неоднократно изучали многие исследователи, особенно сотрудники ГОИ.

Большим шагом вперед явилось развитие зеркально-линзовых систем Шмидтом (1931 г.). Он предложил свою, ставшую теперь знаменитой, систему, в которой сочетаются две основные идеи, открывшие новые широкие возможности:

1)  большому  зеркалу   придается  сферическая  форма;

2) в плоскости входного зрачка, проходящей через центр кривизны сферического зеркала, стоит афокальный компенсатор в виде пластинки, одна сторона которой плоская, вторая — асферическая и рассчитана так, чтобы исправить сферическую  аберрацию  большого  зеркала.

Предложение Шмидта вызвало появление в свет обширной литературы, его система подверглась всестороннему теоретическому и практическому исследованию. Многочисленные предложения, направленные к ее усовершенствованию, продолжают поступать до настоящего времени. Крупное достоинство компенсатора Шмидта состоит в малой чувствительности к смещению и повороту. Он допускает  применение стекла пониженной однородности.

Серьезный недостаток его —в большой трудности изготовления асферической, причем с большим отступлением от плоской поверхности. Положительные качества системы вытекают из того, что зрачок совпадает с центром кривизны зеркала. Это приводит к полному автоматическому уничтожению комы и астигматизма и получению весьма совершенных изображений. Причем и относительное отверстие, и угол поля зрения могут быть доведены до громадных, немыслимых прежде величин (1 : 1 и больше для относительного отверстия, 40° и больше для угла поля зрения — считая в обе стороны от оси). Изображение получается на сферической поверхности, радиус которой равен фокусному расстоянию системы.

Свойства системы Шмидта можно объяснить элементарным способом. Главный (центральный) луч наклонных пучков проходит через центр сферического зеркала, поэтому весь пучок до и после отражения симметричен по отношению к побочной оси зеркала, в качестве которой служит одна из нормалей. Эта симметрия автоматически устраняет кому и астигматизм. Сферическая аберрация уничтожается компенсатором, а хроматическая аберрация практически отсутствует. Плоско-параллельная пластинка в параллельном пучке не создает хроматической аберраций, а возникающие в связи с небольшим отступлением от плоскости призменные элементы обладают такими незначительными углами, что могут вызывать лишь ничтожно малую хроматическую аберрацию.

Последняя оставшаяся аберрация — кривизна, конечно, серьезно затрудняет применение системы для астрономической съемки. Фотографирование на специальных пластинках сферической формы связано с трудностями их обработки, а само изготовление сферических пластинок с равномерным светочувствительным слоем—технологически  трудная задача.  Часто берут плоские, очень тонкие пластинки, которым придают необходимую кривизну. Правда, этот процесс иногда вызывает их поломку. Линза с переменной по высоте толщиной может быть уподоблена ряду плоско-параллельных пластинок, каждая из которых смещает изображение примерно на одну треть соответствующей толщины. Очевидно, что можно рассчитать эту линзу таким образом, чтобы исправить кривизну, создаваемую стоящей перед ней передней оптической системой.

Линзу Пиацци-Смита можно использовать также для уменьшения длины системы Шмидта, ставя ее на некотором расстоянии от фокуса, что позволяет исправить кому и астигматизм, вызванные укорочением расстояния между  коррекционной  пластинкой  и  зеркалом.

Благодаря своей исключительно большой светосиле система Шмидта применяется для целей, далеких от астрономии, например для проекции катода брауновских трубок на экранах телевизионных устройств. Кривизна изображения системы является здесь достоинством, так как катод имеет выпуклое сферическое дно, проектирующееся на плоский экран без аберраций (в первом приближении). Свойство кривизны может оказаться полезным при внедрении недавно разработанной новой методики проекции изображения в инфракрасных лучах на катод электронно-оптического преобразователя.

В последнее время были сделаны попытки добиться от системы Шмидта более высоких показателей, чем те, которые она в состоянии дать. В частности, пытались получить относительные отверстия 1 : 0,7, угол поля зрения — более 40°. Эти эксперименты не увенчались успехом. При слишком большом относительном отверстии появляются неустранимые сферическая и хроматическая аберрации, при больших углах компенсационное действие пластинки недостаточно: на краях изображения возникает заметная сферическая аберрация. Система Шмидта вследствие ее простоты не отличается гибкостью. Исправление перечисленных аберраций невозможно, потому что все ее параметры уже использованы.

Ряд новых предложений касался видоизменений системы Шмидта. Из них следует отметить комбинацию Шмидта — Кассегрена,   представляющую  собой  систему Кассегрена.

Не останавливаясь на многих предложениях, направленных на усовершенствование системы Шмидта, но не представляющих интереса для астрономии, назовем еще систему Райта. Она отличается от камеры Шмидта тем, что почти вдвое короче. Это преимущество достигается заменой сферической поверхности поверхностью сплюснутого эллипсоида, которую значительно труднее изготовлять. Кроме того, одновременное исправление комы и астигматизма в системе Райта невозможно, и ее угол поля зрения меньше, чем в системе Шмидта с теми же характеристиками. Другое серьезное достоинство камеры Райта заключается в том, что плоскость изображения в ней может быть вынесена   из трубы.

В связи с большим распространением систем Шмидта, было затрачено немало труда на изготовление асферической поверхности пластинки, и в настоящее время достигнуты некоторые успехи.

Наибольшая в мире система Шмидта, имеющая диаметр входного зрачка 1,2 м, изготовлена для Паломарской обсерватории в 1950 г.

Системы трех зеркал
Статьи о космосе

Неоднократно делались попытки исправления аберраций третьего порядка с помощью систем трех зеркал (Поль, 1935 г.). Принципиальные возможности этих систем таковы, что они позволяют исправить все пять аберраций Зейделя; основной недостаток — большое виньетирование. Работы последних лет показали перспективность дальнейшей работы над ними.

Заканчивая описание астрономических зеркальных систем, можно сказать, что они дают прекрасное качество изображения на оптической оси благодаря отсутствию хроматической аберрации. Они имеют еще одно преимущество над линзовыми системами — значительно больший диаметр. Напомним, что фирма ЛОМО в Ленинграде изготавливает в настоящее время самое большое зеркало в мире диаметром — 6 ж, и это не предел.

К сожалению, все системы, используемые в качестве объективов для астрофотографических работ, требуют обязательного применения несферических поверхностей, изготовление которых необычайно трудно, главным образом из-за отсутствия надежных и простых методов контроля.

В последнее время методы контроля совершенствуются. В частности, большое значение приобрел метод специально рассчитанных дополнительных компенсирующих линз или стекол, который позволяет использовать способ Фуко для любых, сколь угодно сложных поверхностей, а это значительно упрощает изготовление. Но поскольку большие уникальные инструменты чрезвычайно дороги, трудность изготовления несферических зеркал не оказывает существенного влияния ни на сроки изготовления, ни на стоимость всей установки с башней и прочими необходимыми приспособлениями.

Широкому распространению двухзеркальных аплана-тических систем препятствует еще один недостаток — отсутствие универсальности, которая в настоящее время требуется от всякого большого инструмента. Это значит, что один и тот же объектив при добавлении или смене некоторых второстепенных частей может служить для различных целей. Чаще всего необходимо менять в широких пределах фокусное расстояние. Система двух зеркал работает только при точном соблюдении определенных соотношений, связывающих расстояние между зеркалами с параметрами отражающих поверхностей. В принципе, конечно, можно рассчитать к ней добавочные приставки — системы линз и зеркал и решить поставленную задачу, однако это потребовало бы сложных и громоздких устройств и поэтому на практике не находит применения.

Зеркальные системы
Статьи о космосе

Перейти к рефлекторам и отказаться от линзовых систем предложил Ньютон, разуверившись в возможности исправить хроматическую  аберрацию последних. Он разработал наиболее простую зеркальную систему, широко применяемую до сих пор, в особенности для самых больших телескопов.  Пучок параллельных лучей падает на параболическое зеркало, обладающее свойством собирать все лучи в точку — фокус. После отражения от первого большого зеркала лучи собираются на втором малом зеркале, наклоненном под] углом 45° к оси и направляющем пучки к окуляру.

Параболическое зеркало при условии точного изготовления дает на оси идеальное, совершенно лишенное аберраций (в том числе и хроматической) изображение наивысшего качества, какое может быть достигнуто оптическими средствами. Но это качество быстро нарушается вне оси, если только окуляр не компенсирует его. Параболическое зеркало, как, впрочем, и сферическое, обладает большой комой, если зрачок входа совпадает с самим зеркалом. Это и происходит в системе Ньютона.

Расчеты говорят о том, что кома является основным недостатком простых, т. е. состоящих из одного большого зеркала, отражательных систем. В телескопах ее можно устранить путем компенсирования комой обратного знака окуляра. Но использовать для фотографирования рефлекторы, состоящие из одной отражающей поверхности (не считая плоских), невозможно, если углы поля превышают несколько минут дуги.

Ломоносов и много позже Гершель предложили наклонить ось зеркала и вести наблюдение. При этом зеркало работает всей своей поверхностью без виньетирования. Однако наклон его вызывает появление комы и астигматизма. Поэтому для работы по этой схеме поверхность зеркала должна иметь форму не центрированного параболоида вращения, а большого параболоида с осью, проходящей через фокус F. Эта задача весьма трудоемкая, еще не вполне решенная в настоящее время.

По схеме Кассегрена (1672), несправедливо раскритикованной Ньютоном, второе зеркало располагается соос-но с первым. Ход луча, падающего из бесконечности параллельно оси. Система Кассегрена при короткой длине, равной расстоянию между зеркалами,    обладает  большим  фокусным расстоянием и поэтому удобна в обращении. Окуляр располагается в ней как в рефракторе, глаз наблюдателя направлен на рассматриваемый объект, в то время как в телескопе Ньютона наблюдатель смотрит на него по направлению, образующему угол 90°. Для устранения сферической аберрации Кассег-рен предложил первое зеркало делать параболическим, как в схеме Ньютона, а второе — гиперболическим, с таким расчетом, чтобы в окончательном фокусе получить изображение без аберраций.

Система Кассегрена, как и система Ньютона, получила широкое распространение. Более того, в современных телескопах больших размеров, как правило, предусмотрена замена малого зеркала ньютоновской схемы гиперболическим зеркалом Кассегрена, что позволяет наблюдателю использовать два фокусных расстояния: одно короткое, соответствующее большой светосиле, другое длинное — для съемки в большом масштабе при малом относительном отверстии. К сожалению, наличие комы не позволяет использовать схему Кассегрена без существенных изменений для фотографирования   объектов  большого углового  размера.

Схема Грегори отличается от кассегреновой тем, что малое зеркало в ней не выпуклое, а вогнутое и находится дальше от фокуса большого зеркала. Она дает изображение прямое, тогда как у Кассегрена оно обратное. Первое зеркало, по Грегори, параболическое, второе — эллиптическое; первый фокус эллипсоида совпадает с фокусом большого параболического зеркала, во втором фокусе получается окончательное изображение. При таком выборе формы зеркал кома не может быть исправлена. В общем схема Грегори обладает теми же положительными чертами, которые свойственны и схеме Кассегрена. Недостаток обеих схем заключается в том, что в окуляр или на фотопластинку (если системой пользуются в качестве фотографического объектива), могут попасть паразитные лучи, прошедшие в промежуток PQ, минуя первое зеркало. Они накладывают на изображение общий фон ненаблюдаемых участков неба (особенно, если в направлении PQ оказывается яркое светило), во всех случаях мешающий восприятию объектов, поскольку он ослабляет контрасты и резкость контуров изображения.

В обеих схемах часть паразитного света можно устранить диафрагмами, трубками и другими устройствами, но они не всегда избавляют от него полностью. Однако существует прием, позволяющий целиком исключить паразитный свет. Три классические двух-зеркальные системы Ньютона, Кассегрена и Грегори просуществовали больше двух  веков без изменения. Схема Ньютона не претерпела изменений, но системы Кассегрена и Грегори подвергались усовершенствованию. В начале XX в. Шварцшильд исчерпывающе исследовал систему двух зеркал, изыскивая возможности исправления максимального числа аберраций. Было очевидно, что параболическая форма поверхности большого зеркала не является наилучшей, ибо приводит к устранению лишь одной аберрации. Если применять асферические не параболические поверхности, то в принципе можно исправить три аберрации. Действительно, теория аберраций третьего порядка центрированных несферических поверхностей приводит к изложенным ниже выводам.

Коэффициенты   деформации  являются   параметрами, влияющими на аберрации третьего порядка и не влияющими при этом на параксиальные элементы системы, т. е. на положение фокусов и главных плоскостей. Поскольку имеются две несферические поверхности, можно исправить две аберрации подбором коэффициентов деформации. Кроме того, при заданном фокусном расстоянии системы можно изменять в некоторых пределах радиусы кривизны отдельных поверхностей и расстояние между зеркалами. Это позволяет влиять и на другие аберрации, правда, в ограниченной мере, так как изменения радиусов и расстояния связаны между собой условиями конструктивного характера, например, удобным расположением плоскости изображения или предельной величиной диаметра малого зеркала и т. д.

Шварцшильд остроумным методом решения двух дифференциальных уравнений (выражающих условия отсутствия сферической аберрации и комы) рассчитал форму строго апланатического объектива из двух зеркал. Однако одновременное исправление астигматизма и кривизны оказалось невыполнимым. Можно только довести коэффициенты этих аберраций до некоторого минимума, не позволяющего, впрочем,   получать большой угол поля.

<< Первая < Предыдущая 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 След. > Последняя >>

Всего 11 - 15 из 1186