1 Новый широкоугольный телескоп В.Ю. Теребиж Крымская астрофизическая обсерватория Упрощенное описание оптической системы телескопа, обеспечивающего угловое поле зрения диаметром в несколько десятков градусов. Все поверхности, включая фокальную, имеют сферическую форму, качество изображений близко к дифракционному пределу. Линзы могут быть изготовлены из простого стекла одного сорта. Оптическая схема телескопа, о котором идет речь в резюме, показана на рис. 1 для системы с умеренным диаметром апертуры. Принципиальные черты схемы сохраняются при существенно большей апертуре и поле зрения, достигающем 50°. Рис.1. Оптическая схема системы VT-119g с апертурой 40 см, фокусным расстоянием 80 см и полем зрения 30°. Апертурная диафрагма (обозначена вертикальными черточками) расположена между второй и третьей линзами. Детектор экранирует небольшую часть света. Как и в известной камере Шмидта (Bernhard Schmidt, 1930), фокальная поверхность имеет сферическую форму. Мы обсудим особенности наблюдений в этом случае позже, а пока следует указать качество изображений в столь обширном поле зрения. Рис.2. Расчетные изображения звезды в телескопе VT-119g на оптической оси и на угловых расстояниях 5°, 7.5°, 10°, 12.5° и 15° от неё. Изображения построены в суммарном свете диапазона длин волн 0.45 - 0.85 мкм. Сторона каждого квадратика - 11.6 мкм (3″). Центральный диск в дифракционной картине Эри диаметром 3.1 мкм (0.8″) обозначен кружком. В наземной астрономии полагают качество изображений приемлемым, если угловой диаметр изображений звезд, построенных телескопом, не превосходит величины, обусловленной турбулентностью земной атмосферы, то есть примерно 1.5″. Качество изображений часто иллюстрируют точечной диаграммой - совокупностью точек пересечения фокальной поверхности световыми лучами, идущими из бесконечности к телескопу под разными углами. Точечные диаграммы для рассматриваемого примера показаны на рис. 2. Как свидетельствуют численные данные, приведённые в нижней части
11
Embed
Новый широкоугольный телескоп · 2017. 8. 1. · и на угловых расстояниях 5°, 7.5 °, 10 °, 12.5 ° и 15 ° от неё. Изображения
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Упрощенное описание оптической системы телескопа, обеспечивающего угловое поле
зрения диаметром в несколько десятков градусов. Все поверхности, включая фокальную, имеют
сферическую форму, качество изображений близко к дифракционному пределу. Линзы могут
быть изготовлены из простого стекла одного сорта.
Оптическая схема телескопа, о котором идет речь в резюме, показана на рис. 1 для
системы с умеренным диаметром апертуры. Принципиальные черты схемы сохраняются
при существенно большей апертуре и поле зрения, достигающем 50°.
Рис.1. Оптическая схема системы VT-119g
с апертурой 40 см, фокусным расстоянием
80 см и полем зрения 30°.
Апертурная диафрагма (обозначена
вертикальными черточками) расположена
между второй и третьей линзами. Детектор
экранирует небольшую часть света.
Как и в известной камере Шмидта (Bernhard Schmidt, 1930), фокальная поверхность
имеет сферическую форму. Мы обсудим особенности наблюдений в этом случае позже, а
пока следует указать качество изображений в столь обширном поле зрения.
Рис.2. Расчетные изображения звезды в
телескопе VT-119g на оптической оси
и на угловых расстояниях
5°, 7.5°, 10°, 12.5° и 15° от неё.
Изображения построены в суммарном свете
диапазона длин волн 0.45 − 0.85 мкм.
Сторона каждого квадратика − 11.6 мкм (3″).
Центральный диск в дифракционной картине
Эри диаметром 3.1 мкм (0.8″) обозначен
кружком.
В наземной астрономии полагают качество изображений приемлемым, если
угловой диаметр изображений звезд, построенных телескопом, не превосходит величины,
обусловленной турбулентностью земной атмосферы, то есть примерно 1.5″. Качество
изображений часто иллюстрируют точечной диаграммой − совокупностью точек
пересечения фокальной поверхности световыми лучами, идущими из бесконечности к
телескопу под разными углами. Точечные диаграммы для рассматриваемого примера
показаны на рис. 2. Как свидетельствуют численные данные, приведённые в нижней части
2
рисунка, среднеквадратический диаметр звездных изображений находится в пределах
4.3 − 5.1 мкм, что в угловой мере отвечает 1.1″ − 1.3″. Важно отметить, что изображения
построены не в одной какой-либо длине волны, а в суммарном свете достаточно широкого
спектрального диапазона.
При высоком качестве изображений, приближающемся к теоретическому, т.н.
дифракционному, пределу, результаты геометрической оптики и, соответственно,
точечные диаграммы уже ненадежны; адекватное описание дает волновая оптика. В её
рамках изображения звёзд обычно характеризуют величиной D80 − диаметром кружка, в
пределах которого содержится 80% световой энергии. В данном случае D80 не
превосходит 7 мкм (1.8″) по всему полю.
Для того чтобы оценить характеристики обсуждаемой оптической системы, нам
придется напомнить некоторые особенности телескопов, определяющие размеры их поля
зрения. Сопутствующие заметки по необходимости фрагментарны и не следуют
исторической эволюции телескопов; их задача − наметить положение дел, сложившееся в
области широкоугольных астрономических систем.
Поле зрения телескопов
Как известно, изображения звезд, образованные сферическим зеркалом, размыты
сферической аберрацией (рис. 3). Эта аберрация становится пренебрежимо малой, когда
фокусное расстояние зеркала F значительно превосходит его диаметр D, иными словами,
когда фокальное отношение φ ≡ F/D >> 1. Для оптической астрономии этот случай
нетипичен, а потому простейший телескоп в виде одиночного сферического зеркала
используется редко.
Рис. 3. Сферическая аберрация зеркала
сферической формы:
лучи, отраженные от краев зеркала,
собираются ближе к нему, чем лучи,
идущие вблизи оптической оси.
В XIII веке Эразм Вителло (Vitellius) указал, что сферическую аберрацию на
оптической оси можно полностью устранить, если зеркалу придать форму параболоида.
Таким образом, в рамках геометрической оптики − модели, которая делала тогда первые
шаги, − осевое изображение звезды должно иметь точечный вид. Согласно волновой
оптике качество изображений, включая и осевое, ограничено неизбежной дифракцией
света. Внеосевые изображения звезд искажены ещё и совокупностью разного рода
геометрических аберраций, прежде всего − комой (рис. 4).
Рис. 4. Монохроматические изображения звезды на оптической оси и на удалении
1′ и 2′ от неё, образованные параболоидом диаметром 1 м с фокусным расстоянием
4 м (логарифмический масштаб яркости). Стороны квадратов соответствуют 10″.
3
Для приближенных оценок размеров поля зрения оказалось полезным простое
правило Зоннефельда (A. Sonnefeld): поле зрения параболоида, выраженное в минутах
дуги, 2w′ , примерно равно его фокальному отношению φ. Так, при типичном для старых
зеркал значении φ ≈ 4 угловое поле, по Зоннефельду, составляет лишь около 4′. Современные требования снижают размер поля приемлемого качества, по крайней мере,
вдвое, поэтому при наблюдениях с одиночным зеркалом часто используют линзовый
корректор поля сравнительно небольшого размера.
В т.н. классических двухзеркальных телескопах (рис. 5) изображение, построенное
параболическим главным зеркалом, перебрасывается вторичным зеркалом в область,
расположенную вне падающего пучка. Более существенно, что при этом увеличивается
фокальное отношение телескопа φ и, как следствие, уменьшаются внеосевые аберрации,
что обеспечивает некоторое расширение поля зрения. В классических системах оно
составляет несколько угловых минут.
Рис. 5. Классические телескопы Грегори (слева) и Кассегрена.
В обеих системах главное зеркало представляет собой параболоид; вторичное
зеркало системы Грегори есть эллипсоид, а в системе Кассегрена − гиперболоид.
Классические системы Грегори (J. Gregory, 1663) и Кассегрена (L. Cassegrain, 1672)
доминировали в астрономии с XVIII века до середины XX века, когда на смену последней
пришла система Ричи-Кретьена (G.W. Ritchey, H. Chretien, сокращенно RC). В схеме RC
оба зеркала представляют собой гиперболоиды, поэтому сферическая аберрация немного
размывает изображения в первичном фокусе даже на оси, но появление еще одного
свободного параметра − эксцентриситета главного зеркала − позволяет уменьшить кому
во вторичном фокусе. Угловое поле систем RC достигает 15′ – 20′, что заметно расширяет круг решаемых астрономических задач. Это явилось главной причиной при выборе схемы
RC для космического телескопа имени Хаббла (E. Hubble Space Telescope); необычно
большое фокальное отношение φ = 24 обеспечивает здесь поле зрения размером 20′. Если в системе RC предполагаются наблюдения не только во вторичном, но и в
первичном фокусе, то приходится устанавливать корректор поля, сходный с теми, что
используются в классических телескопах.
Аналогична эволюция классической схемы Грегори, поле зрения которой
Дмитрий Максутов увеличил, заменив параболическое главное зеркало эллипсоидальным.
Оба типа двухзеркальных телескопов с улучшенными изображениями, Ричи-
Кретьена и Максутова, относятся к классу апланатов − оптических систем с заметно
уменьшенными сферической аберрацией и комой. Угловое поле зрения двухзеркальных
апланатов достигает примерно 1/3 градуса. Дальнейшее расширение поля требует
введения в системы с двумя зеркалами дополнительных оптических элементов − зеркал,
линз или элементов обоих видов.
4
Рис. 6. Оптическая схема космического
телескопа SNAP системы Корша (плоское
зеркало с отверстием в центре введено в схему
для уменьшения экранирования света).
Диаметр апертуры равен 2 м, угловой диаметр
поля зрения составляет 1.5° при полном
виньетировании центральной части
диаметром 0.7°.
На первом пути наибольшего успеха добился в начале 1970-х годов Корш
(D. Korsch); один из вариантов его трехзеркального телескопа показан на рис. 6.
Оказалось, что трех зеркал с поверхностями в виде конических сечений достаточно, чтобы
устранить все 5 аберраций третьего порядка: сферическую аберрацию, кому, астигматизм,
дисторсию и кривизну поля! Поэтому телескоп Корша строит превосходные изображения
в пределах плоского поля диаметром примерно до 2°. Это обстоятельство, а также
чрезвычайно широкий спектральный диапазон, доступный чисто зеркальной системе,
послужили основными причинами при выборе системы Корша для космических проектов.
Рис. 7. Линзовые корректоры в прямом (слева) и в кассегреновском фокусах телескопа.
Ещё более широкого углового поля зрения − диаметром до 3.5° − удалось достичь
со сравнительно небольшими линзовыми корректорами, расположенными вблизи прямого
или кассегреновского фокусов (рис. 7). Таковы оптические схемы большинства крупных
телескопов. Значительная апертура этих инструментов позволяет наблюдать слабые
объекты, однако размеры поля зрения всё же недостаточны для решения ряда важных
задач, стоящих перед современной астрономией, в частности, построения шкалы
внегалактических расстояний с помощью Сверхновых звезд, изучения мощных
γ-всплесков излучения, поисков темной энергии, а также объектов, ассоциирующихся с
источниками гравитационных волн. Если к этим задачам добавить широко обсуждаемую
ныне проблему астероидной опасности, то станет понятно, почему сейчас прилагается
столько усилий для создания системы регистрации всей небесной сферы вплоть до
примерно 23-й звездной величины с частотой обновления данных несколько раз в сутки.
В этой связи естественно обратиться к замечательной системе Шмидта, которая
обеспечивает поле зрения диаметром 5°−10° (рис. 8). Исходной для Шмидта была
изображенная слева на рис. 8 простая схема широкоугольного инструмента, неоднократно
обсуждавшаяся оптиками, начиная с середины XIX века (J. Petzval, H. Vogel, K. Strehl).
Поскольку сфера симметрична относительно своего центра, пучки света, проходящие
через центр под разными углами, порождают идентичные изображения. Таким образом,
базовая схема обеспечивает огромное поле зрения, но при заметных размерах входной
диафрагмы изображения звезд будут искажены сферической аберрацией (рис. 3). Понятно,
5
что астрономы заинтересованы в том, чтобы диафрагма, т.е. апертура телескопа, была по
возможности велика, но тогда поле зрения будет заполнено одинаково размытыми
изображениями.
Рис. 8. Слева показана базовая схема, состоящая из сферического зеркала
и диафрагмы в центре кривизны зеркала С. Камера Шмидта (справа) дополняет
базовую схему асферической коррекционной пластиной, размещенной внутри диафрагмы.
Сферическую аберрацию можно трактовать так, как будто зеркало вблизи края
каждого пучка света обладает несколько большей оптической силой, чем зона вокруг оси
пучка (см. рис. 3). Это соображение побудило Шмидта поместить внутрь диафрагмы
коррекционную пластину, оптическая сила которой изменяется в противоположном
направлении − убывает от центра к краю. Выполненный Шмидтом расчет показал, что для
коррекции сферической аберрации зеркала одна из поверхностей пластины должна иметь
сложную форму, описываемую уравнением 4-го порядка относительно радиальной
координаты. Тем не менее Шмидту удалось при помощи остроумного метода изготовить
коррекционную пластину должной формы для своего первого телескопа диаметром 36 см
с фокальным отношением φ = 1.75 и полем зрения 4° (рис. 9).
Важность подхода, который столь успешно развил Шмидт, заключается не только в
том, что был создан первый действительно обзорный телескоп, но и в смене привычной
осевой симметрии телескопов на точечную симметрию относительно центра
сферического зеркала. Именно это обстоятельство позволило радикально увеличить поле
зрения телескопа.
Однако то же стремление сделать равноценными пучки света, приходящие от
протяженного объекта наблюдений, обусловило искривленную, близкую к сферической,
форму фокальной поверхности камеры Шмидта. До тех пор, пока приемником света была
эмульсия, это свойство заставляло либо использовать узкую фотографическую ленту,
либо изгибать тонкие фотопластинки. Производство ПЗС-матриц с поверхностью
произвольной формы началось только недавно, а потому, например, приемник
знаменитого космического телескопа Kepler1, открывшего сотни планет около близких
звезд, состоял из 21-й пары небольших плоских матриц, расположенных на сферической
фокальной поверхности; перед каждой такой парой была установлена дополнительная
оптика, обеспечивающая локально плоское поле.
Оптическая сила коррекционной пластины в камере Шмидта невелика, так что её
рабочая поверхность мало отличается от плоскости. Тем не менее пластина вносит
хроматизм, а потому в светосильных камерах корректирующий элемент нередко состоит
из двух пластин, сделанных из стекла различных сортов. Кроме того, желая улучшить
изображения, перед фокусом устанавливают дополнительную линзовую систему; обычно
она состоит из трех сферических линз, сделанных из непростого стекла. Все эти меры
позволяют довести угловое поле модифицированной камеры Шмидта примерно до 12°,
однако при этом теряется элегантность изначальной системы, изображенной на рис. 8. 1 Kepler представляет собой камеру Шмидта с апертурой 95 см и полем зрения эквивалентного диаметра
11.6°. Сферическая аберрация намеренно устранена не полностью для улучшения точности фотометрии.
6
Рис. 9. Пробная фотография2, полученная Шмидтом
с его первой камерой весной 1931 г. Время экспозиции 120 минут.
Сознавая, что с изготовлением сложной асферической поверхности коррекционной
пластины справятся лишь немногие оптики, Шмидт в 1934 г. сделал первый шаг в деле
создания широкоугольной системы со всеми сферическими поверхностями. Сначала он
рассчитал телескоп, в котором асферическая коррекционная пластина заменена двумя
сферическими линзами, а затем изготовил и испытал в реальных наблюдениях модель с
тремя сферическими линзами3. Испытания были успешными, и лишь преждевременная
кончина Бернхарда Шмидта в 1935 г. задержала распространение полностью сферической
системы. В начале 1940-х годов двухлинзовая система подобного рода была патентована
Рихтером и Слефогтом (R. Richter, H. Slevogt), а трехлинзовая − Хогтоном (J.L. Houghton).
Полностью сферические системы Шмидта-Хогтона и Рихтера-Слефогта легли в
основу производства телескопов с полем зрения вплоть до ~1.5°, в которых нуждались
наука и техника во второй половине XX века, однако для обзорных астрономических
работ поле было слишком мало, а качество изображений − далеко не отвечающим
появившимся электронным приемникам света. Для того чтобы вернуть размеры поля
зрения к значениям около 10° при надлежащем качестве изображений на плоской
фокальной поверхности, потребовалось значительное усложнение этих систем в течение
последних 15 лет (рис. 10). По-видимому, системы такого рода достигли оптимального
компромисса в отношении размеров апертуры, диаметра плоского поля зрения, качества