§ 6.4. Зеркальный телескоп

В астрономических зеркальных телескопах, или рефлекторах, свет от небесных объектов падает на вогнутое главное зеркало, выполняющее ту же роль, что и объектив рефрактора, а именно, образуя действительное изображение объекта в своей фокальной плоскости. Это изображение либо получается непосредственно на фотографической пластинке, либо исследуется визуально через окуляр. Астрономические телескопы подобного типа особенно широко используются в наши дни. Так же как и у рефрактора, увеличение такого телескопа равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра.

Рис. 6.18. Телескоп Ньютона.

Первый зеркальный телескоп был построен в 1668 г. Ньютоном. В созданном им телескопе пути лучей, отраженных от главного зеркала, устанавливалось еще небольшое плоское зеркально, отклоняющее лучи так, чтобы удобно было рассматривать изображение (рис. 6.18). Такое устройство известно под названием телескопа Ньютона.

Для получения стигматического осевого изображения зеркало должно быть параболическим. Однако у параболического зеркала внеосевые изображения искажаются сильной комой, в результате чего при больших относительных апертурах пригодное для работы поле зрения становится очень малым. При зеркале диаметром 90 см с фокальным отношением поле зрения составляет примерно 20, тогда как у наибольшего современного телескопа Хале с главным зеркалом диаметром 5 м угловое поле зрения равно приблизительно 45 [15].

Рис. 6.19 Телескоп Кассегрена.

В других тинах зеркальных телескопов главная оптическая система состоит из двух зеркал. Из них первое всегда вогнутое. В телескопе Кассегрена второе зеркало выпуклое (рис, 6.19). В больших астрономических телескопах такое устройство часто заменяет ньютоновское. Для получения разных фокусных расстояний можно использовать различные зеркала. Если в телескопах этой системы применяется параболическое главное зеркало, то второе зеркало должно быть гиперболическим. Можно выбрать и другие формы зеркал, дающие стигматическое осевое изображение при различных величинах внеосевой комы. В § 4.10 упоминалась двухзеркальная система, предложенная Шварцшильдом,

которая полностью апланатична. Однако форма зеркал у нее более сложная. Система Кассегрена получила широкое распространение в земных зрительных трубах, предназначенных для рассматривания ландшафтов, так как при невысокой стоимости, компактности и большом фокусном расстоянии она дает большое увеличение, не уменьшая вместе с тем удаление выходного зрачха.

В менее известном телескопе Грегори вогнутое второе зеркало устанавливается позади фокуса главного зеркала.

У крупнейших рефлекторов с помощью второго зеркала легко получить очень большие фокусные расстояния, значительно превышающие фокусные расстояния наибольших рефракторов. В системе Куде свет отражается от третьего (плоского) зеркала вдоль оси вращения инструмента, что позволяет направить свет в неподвижный спектрограф.

Одно из существенных преимуществ зеркального телескопа — полное отсутствие хроматической аберрации. Поскольку кривизна зеркальной поверхности может быть значительно меньше, чем у линз объектива, можно строить зеркальные телескопы с фокальным отношением много меньшим, чем у рефракторов, что в свою очередь обеспечивает более яркое изображение и приводит к большей компактности оптической системы. Кроме того, зеркало можно сделать больше линзы, так как оптические неоднородности в толще стекла для зеркала не имеют значения.

Основными недостатками астрономических рефлекторов являются чувствительность зеркальной поверхности и самой трубы телескопа к изменениям температуры, малость углового ноля зрения и трудность осуществления достаточно жесткой механической конструкции. Последнее обстоятельство служило причиной наибольших затруднений, возникавших у конструкторов телескопа Хале.

Успешное применение зеркального телескопа с фотографической регистрацией вызвало стремление увеличить поле зрения телескопа. Один из методов, пригодных для увеличения полезного поля, заключается в том, что непосредственно перед фотопластинкой устанавливается полевая линза, рассчитанная так, чтобы вносимая ей внеосевая кома, компенсировала кому главного зеркала. Таким путем с зеркалом диаметром 80 см достигается поле зрения порядка 1,5° [18].

Рис. 6,20. Камера Шмидта. Кривизна корректирующей пластинки значительно преувеличена

Рис. 6.21. Сечение корректирующих пластинок Шмидга. Кривизны значительно преувеличены

Значительное увеличение углового поля можно получить при фотографировании с помощью большой зеркальной системы, предложенной в 1930 г. Шмидтом и упоминавшейся в § 4.10 [19, 20]. Параболическое зеркало дает безупречное изображение в осевых лучах и плохое изображение из-за комы на небольших расстояниях от оси. Сферическое зеркало с апертурной диафрагмой в центре кривизны С даст однородные изображения с сильной сферической аберрацией на широкой тоже сферической поверхности с тем же центром кривизны. Шмидт поместил в плоскости апертурной диафрагмы тонкую почти плоскопараллельную пластинку. Одна ее сторона была плоской, другая имела

сложный профиль (рис. 6.20, 6.21). Такая пластинка называется корректирую щей, и ее назначение заключается в предварительной коррекции входящего в систему плоского волнового фронта с целью полной компенсации сферической аберрации, вносимой сферическим зеркалом.

Нетрудно вывести уравнение для асферической поверхности корректирующей пластинки камеры Шмидта. Для этого сравним уравнение сферического, и параболического зеркал. Уравнение сферического зеркала радиуса имеет вид (рис. 6.22)

т. е.

тогда как для параболического зеркала того же параксиального радиуса имеем

Рис. 6.22 Сферическое зеркало.

Поскольку пучок параллельных лучей, идущих в направлении оптической оси, при отражении от параболического зеркала остается стигматическим, в зоне радиуса у величина предварительной коррекции, которую нужно внести в волновые фронты, падающие на сферическое зеркало, приблизительно равна

Мы пренебрегли здесь членами с у в шестой и более высоких степенях Пройдя корректирующую пластинку, лучи останутся почти параллельными, так что практически не важно, изменяется ли у на зеркале или на пластинке. Следовательно, если — показатель преломления пластинки, то ее толщина в зоне радиуса у должна превышать ее толщину на оси на величину

т. е.

Сечение такой корректирующей пластинки показано на рис. 6.21, а.

Необходимое отклонение от сферичности очень невелико. Для примера рассмотрим камеру Шмидта с апертурным диаметром корректирующей пластинки см и, следовательно, фокусным расстоянием см. При максимальная асферичность согласно (I), равна

Дальнейшего улучшения можно добиться сравнением сферического зеркала с несколько иным «сравнительным параболоидом». Если фокусное расстояние параболоида, то и вместо (1) для поверхности пластинки получим

где

С корректирующей пластинкой (2) лучи, параллельные оси, сойдутся после прохождения системы в точке, находящейся на расстоянии от осевой точки зеркала. Эту добавочною степень свободы (выбор величины можно использовать для уменьшения хроматической аберрации, вносимой пластинкой. Так как

то луч, параллельный оси и отстоящий от нее на расстоянии не отклоняется пластинкой. Зона радиуса называется нейтральной зоной. Для того чтобы хроматическая аберрация стала минимальной, нейтральная зона должна доходить почти до края пластинки, как это показано на рис. 6.21. б Точнее, можно показать, что диаметр кружка смешанных цветов будет наименьшим, если радиус нейтральной зоны составляет приблизительно 0,87 радиуса пластинки. Это соответствует выбору

Конечно, корректирующая пластинка отклоняет проходящие через нее косые пучки иначе, чем пучки, падающие на нес нормально; поэтому такая система не свободна от внеосевых аберрации. Следует подчеркнуть, что качество изображений, полученных на сферической поверхности, концентрической главному зеркалу, превосходно.

Рис. 6 23. Камера Шмидтз — Кассегрена (а) и суперкамера Бекера — Шмидта (б)

Это относится также и к камере Шмидта с малым фокспьиым отношением, работающей по полю, во много раз превышающему поля, поручающиеся с обычными системами.

Рассматривались и более сложные системы, использующие принцип камеры Шмидта, а некоторые из них были даже построены Наиболее интересны камера Шмидта—Кассегрена, в которой используются два зеркала (сферические или несфсрическне) совместно с корректирующей пластикой (рис. 6.23, а), и суперкамера Бекера — Шмидта, состоящая из сферического зеркала, двух менисков и корректирующей пластинки (рис. 6.23, б). К достоинствам первой следует отнести плоское иоле изображения, более удобное, чем в камере Шмидта, а также то, что ее общая длина меньше, чем у камеры Шмидта с тем же фокхеным расстоянием. Суперкамера Бекера—Шмидта может работать с предельно малыми фокальными отношениями.