Контроль вторичных кассегреновских зеркал

Этот метод заключается в измерении положения эквивалентного фокуса телескопа для различных зон вторичного зеркала. Собранный и отъюстированный телескоп Кассегрена с уже готовым главным зеркалом направляется на удаленный примерно на 2—3 км объект с четким силуэтом (телевизионную антенну, хорошо освещенный дом или лампу уличного фонаря). Рассматривая этот объект через окуляр с фокусным расстоянием 20— 30 мм, смещением окуляра добиваемся резкого изображения объекта. Так как вторичное зеркало пока

еще не имеет форму гиперболоида, получить резкое изображение практически невозможно — центральные зоны зеркала имеют недостаточную кривизну. Фокусное расстояние центральной зоны такого зеркала в эквивалентном фокусе меньше, чем фокусные расстояния для других зон, поэтому задача теле-скопостроктеля состоит вот в чем: надо отретушировать зеркало так, чтобы фокусы всех зон оказались в одной плоскости.

Для контроля хода ретуши разметим на зеркале несколько зон, например четыре. Перед вторичным зеркалом устанавливаем маску, благодаря чему остается выделенной какая-либо одна зона, и с помощью окуляра определяем положение фокуса для этой зоны (то есть добиваемся резкости изображения). Отметим это положение окуляра. Таким же образом определяем положения фокусов и для остальных зон зеркала.

При больших эквивалентных фокусных расстояниях перемещение окуляра для разных зон может составлять 80—100 мм, поэтому в конструкции окулярного узла важно предусмотреть возможность перемещения окуляра на такое расстояние. Поскольку при малых относительных отверстиях (как у телескопов Кассегрена) глубина резкости большая и уловить положение фокуса довольно трудно, то при наблюдениях отмечаем начало резкости в зафокальном положении окуляра, потом окончание резкости в предфокальном положении и делим результат пополам.

Исследуя 75-миллиметровое вторичное зеркало своего телескопа системы Кассегрена (диаметр его 247 мм), я обнаружил; что центральная зона вторичного зеркала имеет недостаточную кривизну, и ее фокус выносится за главное зеркало ближе, чем фокусы остальных зон. Чтобы исправить этот недостаток, я во время ретуши, полируя крайние зоны, увеличил кривизну центральной зоны.

Обычно после 10—15 минут полировки контролируют вторичное зеркало. Если за такое время полировки фокусное расстояние изменилось, скажем, на 5 мм, то нетрудно рассчитать, сколько времени потребуется, чтобы закончить работу. Зеркало можно считать готовым, если наведя телескоп на объект и меняя маски, мы получим четкое изображение и нам не придется менять фокус окуляром. При хороших погодных условиях со спокойными изображениями можно заметить разницу в положении окуляра при перефокусировке с точностью до 0,2—0,3 мм.

Поскольку вторичное зеркало испытывается в уже собранной, готовой схеме, ретушью на этом зеркале можно скомпенсировать и недостатки фигуры главного зеркала. Например, если центральная часть главного зеркала телескопа имеет недостаточную кривизну, то эквивалентное фокусное расстояние центральной зоны может оказаться не короче, а длиннее. Но в любом случае, добившись равенства фокусных расстояний всех зон, мы получим стигматическую систему, которая будет давать на оси точечные изображения звезд.

Механическую часть телескопа мне помогал строить сын, Г. А. Скудное. У телескопа вилочная монтировка, снабженная часовым приводом. Окулярная часть представляет собой турель, где установлены четыре окуляра с различными фокусными расстояниями, которые меняются простым поворотом турели. Для фотографических работ один из окуляров может быть заменен на зеркальную малоформатную камеру типа «Зенит».


Примечание.

Контроль телескопа по земным предметам кажется наиболее естественным и применяется очень широко на протяжении всей истории телеско-построения.

Более полувека назад американский любитель Алан Кер-кэм (автор оптической системы Долла — Керкэма) обратил внимание на то, что при испытаниях кассегреновских выпуклых зеркал по удаленному источнику света можно обнаружить только самые грубые дефекты. Об испытаниях по удаленному источнику с помощью окулярных проб можно прочесть в статье С. Чувахина (Земля и Вселенная, 1970, № 3). Но и там главный недостаток метода, конечно, не устранен.

Чтобы увидеть тонкую структуру изображения, необходимы увеличения больше разрешающих. Для обычных кассегреновских телескопов нужен окуляр с фокусным расстоянием 4—5 мм. Но с такими увеличениями яркость упадет намного ниже допустимой, а турбулентность атмосферы вообще не даст увидеть хоть что-нибудь. Кстати, чтобы яркость изображения не менялась при смене масок, их нужно разметить так, чтобы площади отверстий были равны друг другу. Для этого ширина маски должна быть пропорциональна ее радиусу.

Сведение всех фокусов зон в одну точку указывает только на то, что зеркало лишь в среднем гиперболоид. Исследуется вся зона, и если есть мелкие, но многочисленные зональные ошибки, то относительно широкая зона маски суммирует их. В результате, закончив фигуризацию, можно получить одинаково посредственные изображения для всех зон, а у любителя будет впечатление, что телескоп идеален. И все-таки мы решили поместить статью А. С. Курцмана, так как описанный им способ нагляден и на первых порах, пока зеркало далеко от идеального, может применяться начинающими любителями. Кроме того, нам кажется, что статья может стимулировать поиски любителями новых методов контроля выпуклых гиперболоидов, так как все еще нет универсального и во всех отношениях хорошего метода.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: