Kuigi peegeldavad teleskoobid tekitavad teist tüüpi optilisi aberratsioone, on see konstruktsioon, mis võimaldab saavutada suure läbimõõduga sihtmärke. Peaaegu kõik suuremad astronoomilistes uuringutes kasutatavad teleskoobid on sellised. Peegeldavaid teleskoope on erineva kujundusega ja need võivad kasutada täiendavaid optilisi elemente pildikvaliteedi parandamiseks või pildi mehaaniliselt soodsasse asendisse paigutamiseks.
Peegeldavate teleskoopide omadused
Mõte, et kõverpeeglid käituvad nagu läätsed, pärineb vähem alt Alphazeni 11. sajandi optikat käsitlevast traktaadist, teosest, mis levis varauusaegses Euroopas laialdaselt ladinakeelsetes tõlgetes. Varsti pärast murdva teleskoobi leiutamist Galileo poolt arutasid Giovanni Francesco Sagredo ja teised, kes olid inspireeritud nende teadmistest kõverpeeglite põhimõtete kohta, ideed ehitada teleskoop, kasutades peeglit.pilditöötlusvahendina. Väidetav alt ehitas Bolognese Cesare Caravaggi 1626. aasta paiku esimese peegeldava teleskoobi. Itaalia professor Niccolo Zucci kirjutas ühes hilisemas töös, et katsetas 1616. aastal nõgusa pronkspeegliga, kuid ütles, et see ei andnud rahuldavat pilti.
Loomise ajalugu
Paraboolpeeglite kasutamise võimalikud eelised, eelkõige sfäärilise aberratsiooni vähendamine ilma kromaatilise aberratsioonita, on viinud paljude tulevaste teleskoopide disainilahendusteni. Kõige tähelepanuväärsem oli James Gregory, kes avaldas 1663. aastal uuendusliku "peegeldava" teleskoobi kavandi. Kulus kümme aastat (1673), enne kui eksperimenta alteadlane Robert Hooke suutis ehitada seda tüüpi teleskoobi, mida hakati kutsuma Gregoriuse teleskoobiks.
Isaac Newtonit tunnustati üldiselt esimese peegeldava-murduva teleskoobi ehitamise eest 1668. aastal. See kasutas sfäärilist metallist primaarpeeglit ja väikest diagonaalset optilise konfiguratsiooniga peeglit, mida nimetatakse Newtoni teleskoobiks.
Edasine arendus
Hoolimata helkuri disaini teoreetilistest eelistest, tähendas sel ajal kasutatud metallpeeglite disaini keerukus ja kehv jõudlus, et nende populaarseks saamine võttis üle 100 aasta. Paljud edusammud peegeldavate teleskoopide vallas hõlmasid paraboolpeeglite valmistamise täiustusi 18. sajandil.sajandil, hõbekattega klaaspeeglid 19. sajandil, vastupidavad alumiiniumkatted 20. sajandil, segmenteeritud peeglid suurema läbimõõdu tagamiseks ja aktiivoptika gravitatsioonilise deformatsiooni kompenseerimiseks. 20. sajandi keskpaiga uuenduseks olid katadioptilised teleskoobid, nagu Schmidti kaamera, mis kasutavad peamiste optiliste elementidena nii sfäärilist peeglit kui ka objektiivi (nn korrektorplaat), mida kasutati peamiselt suuremahuliseks pildistamiseks ilma sfäärilise aberratsioonita.
20. sajandi lõpus on kohanduva optika ja eduka pildistamise väljatöötamine teleskoopide vaatlemise ja peegeldusega seotud probleemide lahendamiseks kosmoseteleskoopides ja paljudes kosmoseaparaatide pildistamise tööriistades kõikjal levinud.
Kõverjooneline esmane peegel on teleskoobi peamine optiline element ja see loob kujutise fookustasandil. Kaugust peeglist fookustasandini nimetatakse fookuskauguseks. Siia saab paigutada digitaalse anduri pildi salvestamiseks või lisada täiendava peegli, et muuta optilisi omadusi ja/või suunata valgust visuaalseks vaatluseks filmile, digitaalsensorile või okulaarile.
Üksikasjalik kirjeldus
Enamiku kaasaegsete teleskoopide esmane peegel koosneb tahkest klaassilindrist, mille esipind on lihvitud sfääriliseks või paraboolseks. Objektiivile eemaldatakse õhuke alumiiniumkiht, mis moodustabpeegeldav esimese pinna peegel.
Mõned teleskoobid kasutavad esmaseid peegleid, mis on valmistatud erinev alt. Sulaklaas pöörleb, muutes selle pinna paraboloidseks, see jahtub ja tahkub. Saadud peegli kuju on ligikaudu soovitud paraboloidne kuju, mis nõuab täpse kuju saavutamiseks minimaalset lihvimist ja poleerimist.
Pildikvaliteet
Reflektorteleskoobid, nagu iga teinegi optiline süsteem, ei loo "ideaalseid" pilte. Vajadus pildistada objekte lõpmatuseni kaugusel, vaadata neid erinevatel valguse lainepikkustel ja nõuda primaarpeegli tekitatava kujutise vaatamise viisi, tähendab, et peegeldava teleskoobi optilises disainis on alati kompromiss.
Kuna esmane peegel teravustab valguse ühisesse punkti oma peegeldava pinna ees, on peaaegu kõigil peegeldavatel teleskoopide konstruktsioonidel selle fookuspunkti lähedal sekundaarne peegel, filmihoidik või detektor, mis takistab osaliselt valguse jõudmist esmasesse punkti. peegel. Selle tulemuseks on mitte ainult süsteemi kogutava valguse hulga vähenemine, vaid ka pildi kontrastsuse kadumine difraktsioonitakistusefektide tõttu, aga ka enamiku teiseste tugistruktuuride põhjustatud difraktsioonipiigid.
Peeglite kasutamine väldib kromaatilist aberratsiooni,kuid need tekitavad teist tüüpi aberratsioone. Lihtne sfääriline peegel ei suuda edastada valgust kaugel asuv alt objektilt ühisesse fookusesse, sest peegli servale tabavate valguskiirte peegeldus ei ühti peegli keskelt peegelduvate valguskiirtega, seda defekti nimetatakse sfääriliseks aberratsiooniks. Selle probleemi vältimiseks kasutavad kõige arenenumad peegeldavad teleskoobid paraboolpeeglid, mis suudavad kogu valguse ühisesse fookusesse tuua.
Gregoriuse teleskoop
Šoti astronoom ja matemaatik James Gregory kirjeldab oma 1663. aasta raamatus Optica Promota Gregoriuse teleskoopi nõgusat sekundaarpeeglit, mis peegeldab kujutist läbi primaarpeeglis oleva augu. See loob vertikaalse kujutise, mis on kasulik maapealsete vaatluste jaoks. On mitu suurt kaasaegset teleskoopi, mis kasutavad Gregoriuse konfiguratsiooni.
Newtoni helkurteleskoop
Newtoni aparaat oli esimene edukas peegeldav teleskoop, mille ehitas Isaac 1668. aastal. Tavaliselt on sellel paraboloidne primaar, kuid fookussuhtega f/8 või rohkem on sfääriline primaar, millest võib piisata kõrge visuaalse eraldusvõime saavutamiseks. Lame sekundaar peegeldab valgust teleskoobitoru ülaosas asuval fookustasandil. See on antud tooraine suuruse jaoks üks lihtsamaid ja odavamaid konstruktsioone ning on harrastajate seas levinud. Peegeldavate teleskoopide kiirtee oli esimenetöötati välja täpselt Newtoni proovi põhjal.
Cassegraini aparaat
Cassegraini teleskoop (mõnikord nimetatakse seda ka "klassikaliseks Cassegrainiks") ehitati esmakordselt 1672. aastal, omistati Laurent Cassegrainile. Sellel on paraboolne primaar- ja hüperboolne sekundaar, mis peegeldavad valgust tagasi ja alla primaarses oleva augu kaudu.
Dall-Kirkham Cassegraini teleskoobi kujunduse lõi Horace Dall 1928. aastal ja see sai nime artiklis, mis avaldati ajakirjas Scientific American 1930. aastal pärast arutelu amatöörastronoomi Allan Kirkhami ja Albert G. Ingallsi vahel. ajakirja tolleaegne toimetaja). See kasutab nõgusat elliptilist primaarset ja kumerat sekundaarset. Kuigi seda süsteemi on lihtsam lihvida kui klassikalist Cassegraini või Ritchey-Chrétieni süsteemi, ei sobi see teljevälise kooma korral. Välja kumerus on tegelikult väiksem kui klassikalisel Cassegrainil. Tänapäeval kasutatakse seda disaini nende suurepäraste seadmete paljudes rakendustes. Kuid see asendatakse elektrooniliste kolleegidega. Sellegipoolest peetakse seda tüüpi seadmeid suurimaks peegeldavaks teleskoobiks.
