Reflekterende teleskop - Reflecting telescope

Et reflekterende teleskop (også kalt en reflektor ) er et teleskop som bruker et enkelt eller en kombinasjon av buede speil som reflekterer lys og danner et bilde . Det reflekterende teleskopet ble oppfunnet på 1600 -tallet av Isaac Newton som et alternativ til det brytende teleskopet, som på den tiden var et design som led av alvorlig kromatisk avvik . Selv om det reflekterende teleskoper produsere andre typer av optiske aberrasjoner , er det en utforming som gir mulighet for meget stor diameter mål . Nesten alle de store teleskopene som brukes i astronomiforskning er reflektorer. Reflekterende teleskoper finnes i mange designvariasjoner og kan bruke ekstra optiske elementer for å forbedre bildekvaliteten eller plassere bildet i en mekanisk fordelaktig posisjon. Siden reflekterende teleskoper bruker speil , blir designet noen ganger referert til som et kattoptisk teleskop .

Fra Newtons tid til 1800 -tallet var selve speilet laget av metall - vanligvis spekulert metall . Denne typen inkluderte Newtons første design og til og med de største teleskopene på 1800 -tallet, Leviathan of Parsonstown med et 1,8 meter bredt metallspeil. På 1800 -tallet begynte en ny metode med en glassblokk belagt med et veldig tynt sølvlag å bli mer populært ved århundreskiftet. Vanlige teleskoper som førte til Crossley og Harvard reflekterende teleskoper, som bidro til å etablere et bedre rykte for reflekterende teleskoper ettersom metallspeildesignene ble kjent for sine ulemper. Hovedsakelig metall speil bare reflekterte ca 2 / tre av lyset og metall vil anløpe . Etter flere poleringer og flekker, kan speilet miste sin nøyaktige beregning.

Reflekterende teleskoper ble usedvanlig populære for astronomi og mange kjente teleskoper, for eksempel Hubble -romteleskopet , og populære amatørmodeller bruker denne designen. I tillegg ble refleksjonsteleskopprinsippet brukt på andre elektromagnetiske bølgelengder, og for eksempel bruker røntgenteleskoper også refleksjonsprinsippet for å lage bildedannende optikk .

Historie

Ideen om at buede speil oppfører seg som linser, stammer i det minste fra Alhazens avhandling fra 1000 -tallet om optikk, verk som hadde blitt bredt spredt i latinske oversettelser i det tidlige moderne Europa . Kort tid etter oppfinnelsen av det brytende teleskopet , diskuterte Galileo , Giovanni Francesco Sagredo og andre, på grunn av sin kunnskap om prinsippene for buede speil, ideen om å bygge et teleskop ved hjelp av et speil som bildedannende mål. Det var rapporter om at Bolognese Cesare Caravaggi hadde konstruert et rundt 1626, og den italienske professoren Niccolò Zucchi skrev i et senere verk at han hadde eksperimentert med et konkavt bronsespeil i 1616, men sa at det ikke ga et tilfredsstillende bilde. De potensielle fordelene ved å bruke paraboliske speil , først og fremst reduksjon av sfærisk aberrasjon uten kromatisk aberrasjon , førte til mange foreslåtte design for reflekterende teleskoper. Den mest bemerkelsesverdige var James Gregory , som publiserte et innovativt design for et "reflekterende" teleskop i 1663. Det ville ta ti år (1673) før eksperimentelle forskeren Robert Hooke klarte å bygge denne typen teleskop, som ble kjent som Gregoriansk teleskop .

Isaac Newton er generelt blitt kreditert med å bygge den første reflekterende teleskop i 1668. Det benyttes et sfærisk jorde metallhovedspeil og en liten diagonal speil i en optisk konfigurasjon som har blitt kjent som den Newtonske teleskop .

Til tross for de teoretiske fordelene med reflektordesignet, betydde konstruksjonsvanskeligheten og den dårlige ytelsen til speilet av metallspeil som ble brukt på den tiden at det tok over 100 år før de ble populære. Mange av fremskrittene i reflekterende teleskoper inkluderte perfeksjon av parabolsk speilproduksjon på 1700-tallet, sølvbelagte glassspeil på 1800-tallet (bygget av Léon Foucault i 1858), langvarige aluminiumsbelegg på 1900-tallet, segmenterte speil for å tillate større diametre og aktiv optikk for å kompensere for gravitasjonsdeformasjon. En innovasjon fra midten av 1900-tallet var katadioptriske teleskoper som Schmidt-kameraet , som bruker både et sfærisk speil og et objektiv (kalt en korrigeringsplate) som primære optiske elementer, hovedsakelig brukt for vidfeltavbildning uten sfærisk aberrasjon.

På slutten av 1900 -tallet har utviklingen av adaptiv optikk og heldig bildediagnostikk utviklet seg for å overvinne problemene med å se , og reflekterende teleskoper er allestedsnærværende på romteleskoper og mange typer romfartsenheter .

Tekniske hensyn

Et buet primærspeil er reflektorteleskopets grunnleggende optiske element som skaper et bilde ved fokusplanet. Avstanden fra speilet til brennpunktet kalles brennvidden . Film eller en digital sensor kan være plassert her for å ta opp bildet, eller et sekundært speil kan legges til for å endre de optiske egenskapene og/eller omdirigere lyset til film, digitale sensorer eller et okular for visuell observasjon.

Det primære speilet i de fleste moderne teleskoper består av en solid glass sylinder hvis forside er malt til en sfærisk eller parabol form. Et tynt lag aluminium er vakuumavsatt på speilet, og danner et meget reflekterende første overflatespeil .

Noen teleskoper bruker primærspeil som er laget annerledes. Smeltet glass roteres for å gjøre overflaten paraboloid, og blir rotert mens det avkjøles og størkner. (Se roterende ovn .) Den resulterende speilformen tilnærmer seg en ønsket paraboloid form som krever minimal sliping og polering for å nå den nøyaktige figuren som trengs.

Optiske feil

Reflekterende teleskoper, akkurat som alle andre optiske systemer, gir ikke "perfekte" bilder. Behovet for å bilde objekter på avstander opp til uendelig, se dem på forskjellige bølgelengder av lys, sammen med kravet om å ha en måte å se bildet det primære speilet produserer, betyr at det alltid er et kompromiss i et reflekterende teleskopets optiske design.

Fordi det primære speilet fokuserer lyset til et felles punkt foran sin egen reflekterende overflate, har nesten alle reflekterende teleskopdesigner et sekundært speil , en filmholder eller en detektor nær dette fokuspunktet som delvis hindrer lyset i å nå det primære speilet. Dette forårsaker ikke bare en viss reduksjon i mengden lys som systemet samler, det forårsaker også tap i kontrast i bildet på grunn av diffraksjonseffekter av obstruksjonen, så vel som diffraksjons pigger forårsaket av de fleste sekundære støttestrukturer.

Bruk av speil unngår kromatisk aberrasjon, men de produserer andre typer avvik . Et enkelt sfærisk speil kan ikke bringe lys fra et fjernt objekt til et felles fokus siden refleksjonen av lysstråler som rammer speilet nær kanten ikke konvergerer med de som reflekteres fra speilets sentrum, en defekt som kalles sfærisk aberrasjon . For å unngå dette problemet bruker de fleste reflekterende teleskoper parabolformede speil , en form som kan fokusere alt lyset til et felles fokus. Parabolske speil fungerer godt med objekter nær midten av bildet de produserer (lys som beveger seg parallelt med speilets optiske akse ), men mot kanten av det samme synsfeltet lider de av avvik fra aksen:

• Koma -en aberrasjon der punktkilder (stjerner) i midten av bildet er fokusert til et punkt, men vanligvis fremstår som "kometlignende" radielle flekker som blir verre mot kantene på bildet.
• Feltkrumning - Det beste bildeplanet er generelt buet, som kanskje ikke samsvarer med detektorens form og fører til en fokusfeil på tvers av feltet. Noen ganger blir det korrigert av et feltutflatende objektiv.
• Astigmatisme -en asimutal variasjon av fokus rundt blenderåpningen som får punktkildebilder utenfor aksen til å virke elliptiske. Astigmatisme er vanligvis ikke et problem i et smalt synsfelt , men i et bredt feltbilde blir det raskt verre og varierer kvadratisk med feltvinkel.
• Forvrengning - Forvrengning påvirker ikke bildekvaliteten (skarphet), men påvirker objektformene. Noen ganger blir det korrigert ved bildebehandling.

Det er reflekterende teleskopdesign som bruker modifiserte speiloverflater (for eksempel Ritchey - Chrétien -teleskopet ) eller en eller annen form for korrigerende linse (for eksempel katadioptriske teleskoper ) som korrigerer noen av disse avvikene.

Bruk i astronomisk forskning

Nesten alle store astronomiske teleskoper av forskningsgrad er reflektorer. Det er flere årsaker til dette:

• Reflektorer fungerer i et bredere lysspekter siden visse bølgelengder absorberes når de passerer gjennom glasselementer som de som finnes i en refraktor eller i et katadioptrisk teleskop .
• I en linse må hele volumet av materiale være fritt for ufullkommenhet og inhomogenitet, mens i et speil må bare én overflate poleres perfekt.
• Lys med forskjellige bølgelengder beveger seg gjennom et annet medium enn vakuum ved forskjellige hastigheter. Dette forårsaker kromatisk aberrasjon . Å redusere dette til akseptable nivåer innebærer vanligvis en kombinasjon av to eller tre objektivstørrelser (se achromat og apochromat for flere detaljer). Kostnaden for slike systemer skaleres derfor betydelig med blenderåpning. Et bilde hentet fra et speil lider ikke av kromatisk aberrasjon til å begynne med, og kostnaden for speilet skalerer mye mer beskjeden med størrelsen.
• Det er strukturelle problemer knyttet til produksjon og manipulering av store blenderobjektiver. Siden et objektiv bare kan holdes på plass ved kanten, vil midten av et stort objektiv synke på grunn av tyngdekraften og forvride bildet det produserer. Den største praktiske objektivstørrelsen i et brytningsteleskop er rundt 1 meter. I kontrast kan et speil støttes av hele siden motsatt det reflekterende ansiktet, slik at det kan reflektere teleskopdesign som kan overvinne gravitasjonssakk. De største reflektordesignene er for tiden over 10 meter i diameter.

Reflekterende teleskopdesign

Gregoriansk

Det gregorianske teleskopet , beskrevet av den skotske astronomen og matematikeren James Gregory i boken Optica Promota fra 1663 , bruker et konkavt sekundært speil som reflekterer bildet tilbake gjennom et hull i primærspeilet. Dette gir et oppreist bilde, nyttig for terrestriske observasjoner. Noen små spotter er fremdeles bygget på denne måten. Det er flere store moderne teleskoper som bruker en gregoriansk konfigurasjon, for eksempel Vatican Advanced Technology Telescope , Magellan -teleskopene , Large Binocular Telescope og Giant Magellan Telescope .

Newtonian

Det newtonske teleskopet var det første vellykkede reflekterende teleskopet, ferdigstilt av Isaac Newton i 1668. Det har vanligvis et paraboloidt primærspeil, men ved fokalforhold på f/8 eller lengre kan et sfærisk primærspeil være tilstrekkelig for høy visuell oppløsning. Et flatt sekundært speil reflekterer lyset til et brennplan på siden av toppen av teleskoprøret. Det er en av de enkleste og minst kostbare designene for en gitt primærstørrelse, og er populær blant amatørteleskopprodusenter som et hjemmebygget prosjekt.

Cassegrain -designen og dens variasjoner

Den Cassegrain teleskop (noen ganger kalt "Classic Cassegrain") ble først publisert i en 1672 utforming tilskrives Laurent Cassegrain . Den har et parabolsk primærspeil og et hyperbolsk sekundært speil som reflekterer lyset ned igjen gjennom et hull i primæren. Den brette og divergerende effekten av det sekundære speilet skaper et teleskop med lang brennvidde mens den har en kort rørlengde.

Ritchey - Chrétien

Den Ritchey-Chrétien teleskop, oppfunnet av George Willis Ritchey og Henri Chrétien i de tidlige 1910-årene, er en spesialisert Cassegrain reflektor som har to hyperbolske speilene (i stedet for en parabolsk primær). Den er fri for koma og sfærisk aberrasjon ved et nesten flatt brennplan hvis den primære og sekundære krumningen er riktig beregnet , noe som gjør den godt egnet for vidstrakte og fotografiske observasjoner. Nesten alle profesjonelle reflektorteleskoper i verden er av Ritchey - Chrétien -design.

Tre-speil anastigmat

Inkludert et tredje buet speil tillater korrigering av gjenværende forvrengning, astigmatisme, fra Ritchey - Chrétien -designet. Dette tillater mye større synsfelt.

Dall – Kirkham

Den Dall-Kirkham Cassegrain teleskop design ble opprettet av Horace Dall i 1928 og tok på navnet i en artikkel publisert i Scientific American i 1930 etter diskusjon mellom amatørastronom Allan Kirkham og Albert G. Ingalls, magasinet redaktør i tiden. Den bruker et konkavt elliptisk primærspeil og en konveks sfærisk sekundær. Selv om dette systemet er lettere å male enn et klassisk Cassegrain- eller Ritchey-Chrétien-system, korrigerer det ikke for off-axis koma. Feltkrumning er faktisk mindre enn en klassisk Cassegrain. Fordi dette er mindre merkbare på lengre brenn forholdstall , Dall-Kirkhams er sjelden raskere enn f / 15.

Design utenom aksen

Det er flere design som prøver å unngå å hindre det innkommende lyset ved å eliminere det sekundære eller flytte et sekundært element fra primærspeilets optiske akse , ofte kalt off-axis optiske systemer .

Herschelsk

Den herchelske reflektoren er oppkalt etter William Herschel , som brukte dette designet til å bygge veldig store teleskoper, inkludert 40-fots teleskopet i 1789. I den herchelske reflektoren vippes primærspeilet slik at observatørens hode ikke blokkerer det innkommende lyset. Selv om dette introduserer geometriske avvik, benyttet Herschel dette designet for å unngå bruk av et newtonsk sekundært speil siden speilets metallspeil på den tiden ble raskt ødelagt og bare kunne oppnå 60% reflektivitet.

Schiefspiegler

En variant av Cassegrain, Schiefspiegler -teleskopet ("skjev" eller "skrå reflektor") bruker vippede speil for å unngå at det sekundære speilet kaster en skygge på primæren. Imidlertid eliminerer diffraksjonsmønstre dette en økning i koma og astigmatisme. Disse feilene blir håndterbare ved store brennvidden - de fleste Schiefspieglers bruker f/15 eller lengre, noe som har en tendens til å begrense nyttig observasjon til månen og planeter. En rekke varianter er vanlige, med varierende antall speil av forskjellige typer. Kutter (oppkalt etter oppfinneren Anton Kutter ) -stilen bruker en enkelt konkav primær, en konveks sekundær og en plano-konveks linse mellom det sekundære speilet og brennplanet, når det er nødvendig (dette er tilfellet med den katadioptriske Schiefspiegler ). En variant av en multi-schiefspiegler bruker en konkav primær, konveks sekundær og en parabolsk tertiær. En av de interessante aspektene til noen Schiefspieglers er at ett av speilene kan være involvert i lysbanen to ganger - hver lysbane reflekterer langs en annen meridional bane.

Stevick-Paul

Stevick-Paul-teleskoper er versjoner utenfor aksen av Paul 3-speil-systemer med et ekstra flat diagonal speil. Et konvekst sekundært speil er plassert like ved siden av lyset som kommer inn i teleskopet, og er plassert avokalt for å sende parallelt lys videre til tertiæret. Det konkave tertiære speilet er plassert nøyaktig dobbelt så langt til siden av inngangsstrålen som den konvekse sekundæren, og sin egen krumningsradius fjernt fra den sekundære. Fordi det tertiære speilet mottar parallelt lys fra det sekundære, danner det et bilde i fokus. Fokalplanet ligger i speilsystemet, men er tilgjengelig for øyet med inkludering av en flat diagonal. Stevick-Paul-konfigurasjonen resulterer i at alle optiske avvik totalt sett er null til tredje rekkefølge, bortsett fra Petzval-overflaten som er forsiktig buet.

Yolo

Yolo ble utviklet av Arthur S. Leonard på midten av 1960-tallet. Som Schiefspiegler er det et uhindret, vippet reflektorteleskop. Den originale Yolo består av et primært og sekundært konkavt speil, med samme krumning, og samme tilt til hovedaksen. De fleste Yolos bruker toroidale reflektorer . Yolo -designet eliminerer koma, men etterlater betydelig astigmatisme, som reduseres ved deformasjon av det sekundære speilet av en eller annen form for vridende sele, eller alternativt polering av en toroidal figur i sekundæret. I likhet med Schiefspieglers har mange Yolo -variasjoner blitt forfulgt. Den nødvendige mengden toroidform kan helt eller delvis overføres til det primære speilet. I store fokalforhold kan optiske enheter både primære og sekundære speil stå sfæriske og et brillekorrigerende objektiv tilsettes mellom det sekundære speilet og brennplanet ( katadioptrisk Yolo ). Tillegget av et konveks, langt fokusert tertiært speil fører til Leonards Solano -konfigurasjon. Solano -teleskopet inneholder ingen toriske overflater.

Flytende speil teleskoper

Ett design av teleskop bruker et roterende speil bestående av et flytende metall i et brett som er spunnet med konstant hastighet. Når brettet snurrer, danner væsken en paraboloid overflate med i det vesentlige ubegrenset størrelse. Dette gjør det mulig å lage veldig store teleskopspeil (over 6 meter), men dessverre kan de ikke styres, da de alltid peker vertikalt.

Fokale fly

Hovedfokus

I et hovedfokusdesign brukes ingen sekundæroptikk, bildet er tilgjengelig i fokuspunktet til det primære speilet . I fokuspunktet er en slags struktur for å holde en filmplate eller elektronisk detektor. Tidligere, i veldig store teleskoper, ville en observatør sitte inne i teleskopet i et "observasjonsbur" for å se bildet direkte eller betjene et kamera. I dag tillater CCD -kameraer fjernbetjening av teleskopet fra nesten hvor som helst i verden. Plassen som er tilgjengelig ved hovedfokus er sterkt begrenset av behovet for å unngå å hindre det innkommende lyset.

Radioteleskoper har ofte et hovedfokusdesign. Speilet er erstattet av en metalloverflate for refleksjon av radiobølger , og observatøren er en antenne .

Cassegrain fokus

For teleskoper bygget til Cassegrain -design eller andre relaterte design, dannes bildet bak hovedspeilet, i fokuspunktet til det sekundære speilet . En observatør ser gjennom baksiden av teleskopet, eller et kamera eller annet instrument er montert på baksiden. Cassegrain -fokus brukes ofte for amatørteleskoper eller mindre forskningsteleskoper. For store teleskoper med tilsvarende store instrumenter må imidlertid et instrument i Cassegrain -fokus bevege seg med teleskopet mens det svinger; dette stiller ytterligere krav til styrken til instrumentstøttestrukturen, og begrenser potensielt teleskopets bevegelse for å unngå kollisjon med hindringer som vegger eller utstyr inne i observatoriet.

Nasmyth og coudé fokus

Nasmyt

Den Nasmyth utformingen er lik den Cassegrain bortsett fra at lyset ikke blir ledet gjennom et hull i det primære speil; i stedet reflekterer et tredje speil lyset til siden av teleskopet for å tillate montering av tunge instrumenter. Dette er en veldig vanlig design i store forskningsteleskoper.

Coudé

Å legge til ytterligere optikk til et Nasmyth-stil teleskop for å levere lyset (vanligvis gjennom deklinasjonsaksen ) til et fast fokuspunkt som ikke beveger seg ettersom teleskopet er omorientert, gir et coudé- fokus (fra det franske ordet for albue). Coudé -fokuset gir et smalere synsfelt enn et Nasmyth -fokus og brukes med veldig tunge instrumenter som ikke trenger et bredt synsfelt. En slik applikasjon er høyoppløselige spektrografer som har store kollimerende speil (ideelt sett med samme diameter som teleskopets primære speil) og svært lange brennvidder. Slike instrumenter tåler ikke å bli flyttet, og å legge speil til lysbanen for å danne et coudé -tog , og avlede lyset til en fast posisjon til et slikt instrument som er plassert på eller under observasjonsgulvet (og vanligvis bygget som en ubevegelig integrert del av observatoriebygning) var det eneste alternativet. Det 60-tommers Hale-teleskopet (1,5 m), Hooker-teleskopet , 200-tommers Hale-teleskopet , Shane-teleskopet og Harlan J. Smith-teleskopet ble alle bygget med coudé foci-instrumentering. Utviklingen av echellespektrometre tillot høyoppløselig spektroskopi med et mye mer kompakt instrument, et som noen ganger kan lykkes med å montere på Cassegrain-fokuset. Siden billige og tilstrekkelig stabile datamaskinstyrte alt-az teleskopfester ble utviklet på 1980-tallet, har Nasmyth-designen generelt erstattet coudé-fokuset for store teleskoper.

Fibermatede spektrografer

For instrumenter som krever veldig høy stabilitet, eller som er veldig store og tungvint, er det ønskelig å montere instrumentet på en stiv struktur, i stedet for å flytte det med teleskopet. Selv om overføring av hele synsfeltet ville kreve et standard coudé -fokus, innebærer spektroskopi vanligvis måling av bare noen få diskrete objekter, for eksempel stjerner eller galakser. Det er derfor mulig å samle lys fra disse objektene med optiske fibre ved teleskopet, slik at instrumentet plasseres i en vilkårlig avstand fra teleskopet. Eksempler på fibermatede spektrografer inkluderer planetjakt-spektrografene HARPS eller ESPRESSO .

I tillegg tillater fleksibiliteten til optiske fibre at lys kan samles opp fra et hvilket som helst fokusplan; for eksempel benytter HARPS -spektrografen Cassegrain -fokuset på ESO 3,6 m teleskopet , mens Prime Focus -spektrografen er koblet til hovedfokuset til Subaru -teleskopet .

Se også

• Katadioptriske teleskoper
• Honeycomb speil
• Liste over de største optiske reflekterende teleskopene
• Liste over de største optiske teleskopene historisk
• Liste over teleskoptyper
• Speilstøttecelle
• PLate OPtimizer
• Brytende teleskop

Referanser

Eksterne linker

• Hvem var James Gregory? Reflekterende teleskoper, Utforsk, Nasjonale museer Skottland