Телескоп новой системы

Несмотря на большую потребность, отечественная промышленность не производит телескопы для любителей с диаметром действующего отверстия порядка 200—250 мм, а выпускает рефлекторы системы Ньютона с диаметром главного зеркала 65—110 мм. Если очень повезет, можно встретить в продаже «менисковый Кассегрен» Максутова диаметром 150 мм, который выпускают некоторые обсерватории и кооперативы. В то же время каждый, кто следит за рекламными проспектами в журнале «Sky and Telescope», знает, что за рубежом дело с выпуском телескопов для любителей астрономии поставлено значительно лучше. Например, в США серийно выпускаются телескопы «Celestron» с диаметром до 350 мм, построенные по Шмидт-Кассегренов-ской схеме. Уже, кажется, никому не требуется доказывать, насколько злободневен у нас вопрос выпуска серийного телескопа с диаметом 200—250 мм. Таких инструментов, достаточно серьезно оснащенных приспособлениями для проведения визуальных, фотографических, фотометрических и иных работ, давно и с нетерпением ожидают школы, планетарии, народные обсерватории, астрономические кружки при Дворцах пионеров и школьников. Наконец, какому любителю астрономии не хочется иметь собственный переносной, компактный и в то же время достаточно мощный телескоп, с которым в любое время можно выехать за город и вдали от городских огней пронаблюдать массу интересных небесных объектов?

Камнем преткновения при разработке такого телескопа стал вопрос выбора его оптической схемы. Совершенно ясно, что система рефлектора Ньютона мало пригодна для телескопа с диаметром более 150 мм из-за больших габаритов и массы, а «менисковый Кассегрен» Максутова, обладая отличным качеством изображения, при диаметре около 200 мм уже сложен в изготовлении, т. к. содержит три больших оптических поверхности и требует особым образом мол-лированных заготовок для мениска. Освоение в отечественном производстве популярной на западе системы Шмидт-Кассегрена сейчас просто нереально из-за трудностей серийного изготовления асферических поверхностей, притом с приемлемой для астрономической оптики точностью.

В поисках выхода из сложившейся ситуации я провел исследования, результатом которых стала разработка оптической системы телескопа кассегреновского типа с менисковым корректором — аналог известной системы Аргунова1. По своей технологичности, компактности и качеству изображения предлагаемая оптическая система, на мой взгляд, в максимальной степени подходит для разработки серийного телескопа, начиная с диаметра 200 мм и более.

Принципиальный недостаток системы Аргунова, сводящий на нет ее технологические и конструктивные достоинства: невозможность избавиться от остаточного хроматизма, потому что линзы корректора должны выполняться из стекол различных марок. Это в свое время и побудило меня усовершенствовать систему Аргунова. С самого начала было ясно: рассчитать аналогичный афо-кальный корректор из стекла одной марки не удастся, не отодвигая существенно линзы корректора от вторичного зеркала (что, кстати, несколько позже и было сделано Аргуновым в его второй оптической системе с афокальным корректором).

Я понял, что можно обеспечить апланатическую коррекцию системы, если использовать мениск с приблизительно равными радиусами. Он должен быть установлен в двойном ходе лучей вблизи вторичного зеркала. Мениск заданной толщины обладает двумя свободными параметрами (радиусами кривизны поверхностей) и вносит в систему весьма небольшие хроматические аберрации. Исследования показали, что для полной их компенсации (наряду с исправлением сферической аберрации и комы) можно заменить в системе вторичное зеркало отражательной линзой из того же материала, что и мениск. Благодаря одинаковой дисперсии линз вторичный спектр уменьшается на два порядка по сравнению с телескопом Аргунова.

В начале 1975 г. началась разработка таких систем с последующей оптимизацией на ЭВМ их нескольких вариантов. Исследования показали, что система может обладать относительным отверстием до 1:8. При диаметре действующего отверстия до 350 мм аберрации волнового фронта в центре поля зрения (для длин волн от 486,1 до 656,3 нм) не превышают десятой доли длины световой волны, следовательно, изображения должны быть в высокой степени ахроматичными. Кроме того, благодаря большой кривизне поверхностей мениска они в значительной степени свободны от паразитной засветки. В диапазоне действующего отверстия 200—300 мм при эквивалентном относительном отверстии системы 1:8 — 1:9,5 поле зрения, на котором дифракционная картина звезды практически неотличима от идеальной, составляет 13—15, а фотографическое поле с концентрацией света порядка 80 % в пятне рассеяния диаметром 30 мкм составляет 30— 40′. Предел увеличению поля зрения ставят принципиально неустранимые в этой системе аберрации, астигматизм и кривизна поля.

В июле 1980 г. была закончена работа над двумя комплектами оптики 300-миллиметрового телескопа. Лабораторные испытания в автоколлимационной схеме показали, что хроматизм визуально не проявляется ни в центре, ни по краю поля зрения. Изображение точечного источника света, рассматриваемое на теневом приборе с увеличением 35*—50*, имело отчетливую дифракционную структуру, близкую к теоретической для данной системы растяжек, крепящих корректор. По-видимому, волновые аберрации на оси не превышают 0,1 —0,15, что также подтверждается и наблюдениями теневой картины.

Осенью того же года была закончена механическая часть опытного варианта телескопа, и 13 ноября в СибИЗМИР (Иркутск) были проведены первые визуальные наблюдения. Как и следовало ожидать, телескоп давал изображения отличного качества без заметных следов цветного ореола. Первым объектом наблюдения стала туманность в созвездии Ориона, тонкая структура которой при увеличении порядка 100* представлялась яркой и отчетливой. Лунная поверхность при увеличении 300* изобиловала множеством мельчайших деталей. Дальнейшие наблюдения показали, что инструмент позволяет без труда наблюдать тени от спутников Юпитера, перемещающиеся по диску, а также отчетливо различать тонкие цветные детали полос планеты.

В 1987 г. аналогичный телескоп был установлен на обсерватории краевого Дворца пионеров Красноярска, где группа под руководством Карпова С. В. успешно наблюдала Марс во время великого противостояния 1988 г.

Практическая работа с телескопом показала, что он в значительно меньшей степени подвержен разъюсти-ровкам, чем его зеркальные аналоги. Вся юстировка телескопа в полевых условиях состоит в совмещении центра кривизны главного зеркала с осью корректора и, в случае необходимости, выполняется при помощи трех отжимно-прижимных винтов оправы главного зеркала. Расчеты показывают, что для построенного телескопа точность совмещения центра кривизны зеркала с оптической осью корректора не выше 0,7 мм. Это более чем в два раза превышает допуск на смещение оптических осей зеркал в эквивалентной по параметрам системе Ричи — Кретьена, что объясняется отсутствием асферических поверхностей.

Благодаря компактности, простоте конструкции и умеренной склонности к разъ-юстировке предлагаемая оптическая система вполне может служить основой для проектирования серийного телескопа с диаметром 200— 250 мм (1:8). Ввиду сферической формы оптических деталей и небольшого размера корректора (1/3 диаметра действующего отверстия) стоимость изготовления оптики такой системы должна быть примерно в два раза меньше, чем системы «менисковый Кассегрен» Максутова.

 

Ю. А. КЛЕВЦОВ

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: :???: :?: :!: