Reflekterende teleskop - Reflecting telescope

24-tommer konvertibelt Newtonian/Cassegrain reflekterende teleskop udstillet på Franklin Institute

Et reflekterende teleskop (også kaldet en reflektor ) er et teleskop, der bruger et enkelt eller en kombination af buede spejle, der reflekterer lys og danner et billede . Det reflekterende teleskop blev opfundet i 1600 -tallet af Isaac Newton som et alternativ til det brydende teleskop, som på det tidspunkt var et design, der led af alvorlig kromatisk aberration . Selvom Spejlteleskop producere andre typer af optiske aberrationer , er det et design, der giver mulighed for meget stor diameter mål . Næsten alle de store teleskoper, der bruges i astronomiforskning, er reflektorer. Reflekterende teleskoper findes i mange designvariationer og kan anvende ekstra optiske elementer til at forbedre billedkvaliteten eller placere billedet i en mekanisk fordelagtig position. Da reflekterende teleskoper bruger spejle , kaldes designet undertiden som et katoptisk teleskop .

Fra Newtons tid til 1800 -tallet var selve spejlet lavet af metal - normalt spekulativt metal . Denne type omfattede Newtons første designs og endda de største teleskoper i det 19. århundrede, Leviathan of Parsonstown med et 1,8 meter bredt metal spejl. I det 19. århundrede begyndte en ny metode med en glasblok belagt med et meget tyndt lag sølv at blive mere populær ved århundredeskiftet. Almindelige teleskoper, der førte til Crossley og Harvard reflekterende teleskoper, som hjalp med at etablere et bedre ry for reflekterende teleskoper, da metalspejldesignerne blev kendt for deres ulemper. Hovedsageligt metal spejle kun afspejles omkring 2 / 3 af lyset og metallet ville plette . Efter flere poleringer og pletter kan spejlet miste sit præcise behov.

Reflekterende teleskoper blev ekstraordinært populære for astronomi og mange berømte teleskoper, såsom Hubble -rumteleskopet , og populære amatørmodeller bruger dette design. Desuden blev reflektionsteleskopprincippet anvendt på andre elektromagnetiske bølgelængder, og for eksempel bruger røntgenteleskoper også refleksionsprincippet til at lave billeddannende optik .

Historie

En kopi af Newtons andet reflekterende teleskop, som han præsenterede for Royal Society i 1672
Det store teleskop af Birr, Leviathan fra Parsonstown. Moderne rester af spejlet og understøtningsstrukturen.

Ideen om, at buede spejle opfører sig som linser, stammer i det mindste fra Alhazens afhandling fra det 11. århundrede om optik, værker, der var blevet bredt udbredt i latinske oversættelser i det tidlige moderne Europa . Kort efter opfindelsen af linsekikkert , Galileo , Giovanni Francesco Sagredo , og andre, ansporet af deres viden om principperne for krumme spejle, drøftede idéen om at bygge et teleskop ved hjælp af et spejl, da det billeddannende mål. Der var rapporter om, at den Bolognese Cesare Caravaggi havde konstrueret et omkring 1626, og den italienske professor Niccolò Zucchi skrev i et senere værk, at han havde eksperimenteret med et konkave bronzespejl i 1616, men sagde, at det ikke frembragte et tilfredsstillende billede. De potentielle fordele ved at bruge paraboliske spejle , primært reduktion af sfærisk aberration uden kromatisk aberration , førte til mange foreslåede designs til reflekterende teleskoper. Den mest bemærkelsesværdige var James Gregory , der udgav et innovativt design til et 'reflekterende' teleskop i 1663. Det ville tage ti år (1673), før eksperimentelle videnskabsmanden Robert Hooke var i stand til at bygge denne type teleskop, som blev kendt som Gregoriansk teleskop .

Isaac Newton er generelt blevet krediteret med at bygge det første reflekterende teleskop i 1668. Det brugte et kugleformet metal primært spejl og et lille diagonal spejl i en optisk konfiguration, der er blevet kendt som det newtonske teleskop .

På trods af de teoretiske fordele ved reflektordesignet betød konstruktionens vanskeligheder og den dårlige ydeevne af de speculummetalspejle, der blev brugt dengang, at det tog over 100 år for dem at blive populære. Mange af fremskridtene inden for reflekterende teleskoper omfattede perfektion af parabolsk spejlfabrikation i det 18. århundrede, sølvbelagte glasspejle i 1800-tallet (bygget af Léon Foucault i 1858), langvarige aluminiumsbelægninger i det 20. århundrede, segmenterede spejle for at tillade større diametre og aktiv optik til at kompensere for gravitationsdeformation. En nyskabelse fra midten af ​​det 20. århundrede var katadioptriske teleskoper, såsom Schmidt-kameraet , der bruger både et sfærisk spejl og en linse (kaldet en korrektionsplade) som primære optiske elementer, hovedsageligt brugt til videnskabsfeltbilleder uden sfærisk aberration.

Slutningen af ​​det 20. århundrede har oplevet udviklingen af adaptiv optik og heldig billeddannelse for at overvinde problemerne med at se , og reflekterende teleskoper er allestedsnærværende på rumteleskoper og mange typer rumfartøjer til billeddannelse.

Tekniske overvejelser

Et buet primært spejl er reflektorteleskopets grundlæggende optiske element, der skaber et billede ved brændplanet. Afstanden fra spejlet til brændplanet kaldes brændvidden . Film eller en digital sensor kan være placeret her for at optage billedet, eller et sekundært spejl kan tilføjes for at ændre de optiske egenskaber og/eller omdirigere lyset til film, digitale sensorer eller et okular til visuel observation.

Det primære spejl i de fleste moderne teleskoper består af en massiv glascylinder, hvis forside er formalet til en sfærisk eller parabolsk form. Et tyndt lag af aluminium er vakuumaflejret på spejlet, danner en stærkt reflekterende første overflade spejl .

Nogle teleskoper bruger primære spejle, som er lavet anderledes. Smeltet glas roteres for at gøre overfladen paraboloid, og bliver ved med at rotere, mens det afkøles og størkner. (Se roterende ovn .) Den resulterende spejlform nærmer sig en ønsket paraboloid form, der kræver minimal slibning og polering for at nå den nøjagtige figur, der er nødvendig.

Optiske fejl

Reflekterende teleskoper, ligesom ethvert andet optisk system, producerer ikke "perfekte" billeder. Behovet for at billede objekter på afstande op til uendeligt, se dem på forskellige bølgelængder af lys, sammen med kravet om at have en måde at se det billede, det primære spejl producerer, betyder, at der altid er et kompromis i et reflekterende teleskops optiske design.

Et billede af Sirius A og Sirius B ved Hubble -rumteleskopet , der viser diffraktionspigge og koncentriske diffraktionsringe .

Fordi det primære spejl fokuserer lyset til et fælles punkt foran sin egen reflekterende overflade, har næsten alle reflekterende teleskopdesigner et sekundært spejl , en filmholder eller en detektor nær dette fokuspunkt, der delvis forhindrer lyset i at nå det primære spejl. Dette forårsager ikke kun en vis reduktion i mængden af ​​lys, som systemet opsamler, det medfører også et tab i kontrast i billedet på grund af diffraktionseffekter af obstruktionen samt diffraktionsspidser forårsaget af de fleste sekundære støttestrukturer.

Brug af spejle undgår kromatisk aberration, men de producerer andre former for aberrationer . Et simpelt sfærisk spejl kan ikke bringe lys fra et fjernt objekt til et fælles fokus, da refleksion af lysstråler, der rammer spejlet nær dets kant, ikke konvergerer med dem, der reflekterer tættere på spejlets centrum, en defekt kaldet sfærisk aberration . For at undgå dette problem bruger de fleste reflekterende teleskoper parabolformede spejle , en form, der kan fokusere alt lys til et fælles fokus. Parabolske spejle fungerer godt med objekter nær midten af ​​billedet, de producerer (lys, der bevæger sig parallelt med spejlets optiske akse ), men mod kanten af ​​det samme synsfelt lider de af afvigelser fra aksen:

  • Koma -en aberration, hvor punktkilder (stjerner) i midten af ​​billedet er fokuseret til et punkt, men typisk fremstår som "kometlignende" radiale pletter, der bliver værre mod billedets kanter.
  • Feltkrumning - Det bedste billedplan er generelt buet, hvilket muligvis ikke svarer til detektorens form og fører til en fokusfejl på tværs af feltet. Det er undertiden korrigeret af en feltfladningslins.
  • Astigmatisme -en azimutal variation af fokus omkring blændeåbningen, der får punktkildebilleder uden for aksen til at fremstå elliptiske. Astigmatisme er normalt ikke et problem i et snævert synsfelt , men i et bredt feltbillede bliver det hurtigt værre og varierer kvadratisk med feltvinklen.
  • Forvrængning - Forvrængning påvirker ikke billedkvaliteten (skarphed), men påvirker objektformerne. Det korrigeres nogle gange ved billedbehandling.

Der er reflekterende teleskopdesign, der bruger modificerede spejloverflader (f.eks. Ritchey – Chrétien -teleskopet ) eller en eller anden form for korrigerende linse (f.eks. Katadioptriske teleskoper ), der korrigerer nogle af disse afvigelser.

Anvendelse i astronomisk forskning

Hovedspejl samlet på Goddard Space Flight Center , maj 2016.

Næsten alle store astronomiske teleskoper af forskningsgrad er reflektorer. Det er der flere grunde til:

  • Reflektorer arbejder i et bredere spektrum af lys, da visse bølgelængder absorberes, når de passerer gennem glaselementer som dem, der findes i en refraktor eller i et katadioptrisk teleskop .
  • I en linse skal hele materialemængden være fri for ufuldkommenhed og inhomogeniteter, hvorimod i et spejl kun en overflade skal poleres perfekt.
  • Lys med forskellige bølgelængder bevæger sig gennem et andet medium end vakuum ved forskellige hastigheder. Dette forårsager kromatisk aberration . At reducere dette til acceptable niveauer involverer normalt en kombination af to eller tre blændeformede objektiver (se achromat og apochromat for flere detaljer). Omkostningerne ved sådanne systemer skalerer derfor betydeligt med blænde størrelse. Et billede opnået fra et spejl lider ikke fra kromatisk aberration til at begynde med, og prisen på spejlet skalerer meget mere beskedent med dets størrelse.
  • Der er strukturelle problemer forbundet med fremstilling og manipulation af objektiver med stor blænde. Da en linse kun kan holdes på plads ved kanten, vil midten af ​​en stor linse hænge på grund af tyngdekraften og forvride det billede, den producerer. Den største praktiske linsestørrelse i et brydningsteleskop er omkring 1 meter. I modsætning hertil kan et spejl understøttes af hele siden modsat dets reflekterende flade, hvilket giver mulighed for reflekterende teleskopdesign, der kan overvinde tyngdekraften. De største reflektormotiver overstiger i øjeblikket 10 meter i diameter.

Reflekterende teleskopdesign

Gregoriansk

Lyssti i et gregoriansk teleskop.

Det gregorianske teleskop , beskrevet af den skotske astronom og matematiker James Gregory i hans bog fra 1663 Optica Promota , anvender et konkavt sekundært spejl, der afspejler billedet tilbage gennem et hul i det primære spejl. Dette giver et opretstående billede, nyttigt til terrestriske observationer. Nogle små spotting scopes er stadig bygget på denne måde. Der er flere store moderne teleskoper, der bruger en gregoriansk konfiguration, såsom Vatikanet Advanced Technology Telescope , Magellan -teleskoperne , det store kikkertteleskop og det gigantiske Magellan -teleskop .

Newtonian

Lyssti i et Newtonsk teleskop.

Det newtonske teleskop var det første vellykkede reflekterende teleskop, færdiggjort af Isaac Newton i 1668. Det har normalt et paraboloidt primært spejl, men ved brændningsforhold på f/8 eller længere kan et sfærisk primært spejl være tilstrækkeligt til høj visuel opløsning. Et fladt sekundært spejl reflekterer lyset til et brændplan på siden af ​​toppen af ​​teleskoprøret. Det er et af de enkleste og billigste designs for en given primærstørrelse og er populær blandt amatørteleskopproducenter som et hjemmebygget projekt.

Cassegrain -designet og dets variationer

Lyssti i et Cassegrain -teleskop.

Den Cassegrain teleskop (også kaldet "Classic Cassegrain") blev første gang udgivet i en 1672-design tilskrevet Laurent Cassegrain . Det har et parabolsk primært spejl og et hyperbolsk sekundært spejl, der reflekterer lyset ned igen gennem et hul i det primære. Den sekundære spejles foldning og divergerende effekt skaber et teleskop med en lang brændvidde, mens den har en kort rørlængde.

Ritchey – Chrétien

Den Ritchey-Chrétien teleskop, opfundet af George Ritchey og Henri Chrétien i begyndelsen af 1910'erne, er en specialiseret Cassegrain reflektor, som har to hyperbolske spejle (i stedet for en parabolsk primær). Den er fri for koma og sfærisk aberration ved et næsten fladt fokalplan, hvis den primære og sekundære krumning er korrekt regnet , hvilket gør den velegnet til brede felt- og fotografiske observationer. Næsten alle professionelle reflektorteleskoper i verden er af Ritchey -Chrétien -designet.

Tre-spejl anastigmat

Inkluderet et tredje buet spejl muliggør korrektion af den resterende forvrængning, astigmatisme, fra Ritchey – Chrétien -designet. Dette tillader meget større synsfelter.

Dall – Kirkham

Den Dall-Kirkham Cassegrain teleskop design blev skabt af Horace Dall i 1928 og tog på navnet i en artikel offentliggjort i Scientific American i 1930 efter drøftelse mellem amatør astronom Allan Kirkham og Albert G. Ingalls, bladet redaktør på det tidspunkt. Den bruger et konkaft elliptisk primært spejl og en konveks sfærisk sekundær. Selvom dette system er lettere at male end et klassisk Cassegrain- eller Ritchey-Chrétien-system, korrigerer det ikke for off-axis koma. Feltkrumning er faktisk mindre end en klassisk Cassegrain. Fordi det er mindre mærkbar på længere fokale forhold , Dall-Kirkhams er sjældent hurtigere end f / 15.

Design uden for aksen

Der er flere designs, der forsøger at undgå at blokere det indgående lys ved at eliminere det sekundære eller flytte et sekundært element fra det primære spejles optiske akse , almindeligvis kaldet off-axis optiske systemer .

Herschelsk

Lys stier
Herschelsk teleskop
Schiefspiegler teleskop

Den Herschelske reflektor er opkaldt efter William Herschel , der brugte dette design til at bygge meget store teleskoper, herunder 40-fods teleskopet i 1789. I den Herschelske reflektor vippes det primære spejl, så observatørens hoved ikke blokerer det indgående lys. Selvom Dette indfører geometriske afvigelser, Herschel ansat dette design for at undgå brugen af en newtonsk sekundær spejl, da spekulum metal spejle af den tid plettet hurtigt og kunne kun opnå 60% refleksionsevne.

Schiefspiegler

En variant af Cassegrain, Schiefspiegler -teleskopet ("skævt" eller "skråt reflektor") bruger vippede spejle for at undgå, at det sekundære spejl kaster en skygge på det primære. Selvom diffraktionsmønstre elimineres, fører dette imidlertid til en stigning i koma og astigmatisme. Disse defekter bliver håndterbare ved store fokusforhold - de fleste Schiefspieglers bruger f/15 eller længere, hvilket har en tendens til at begrænse nyttig observation til Månen og planeter. En række variationer er almindelige, med varierende antal spejle af forskellige typer. Kutter- stilen (opkaldt efter sin opfinder Anton Kutter ) bruger en enkelt konkav primær, en konveks sekundær og en plano-konveks linse mellem det sekundære spejl og brændplanet, når det er nødvendigt (dette er tilfældet med den katadioptriske Schiefspiegler ). En variant af en multi-schiefspiegler bruger en konkav primær, konveks sekundær og en parabolsk tertiær. Et af de interessante aspekter ved nogle Schiefspieglers er, at et af spejlene kan være involveret i lysbanen to gange - hver lyssti reflekterer langs en anden meridional sti.

Stevick-Paul

Stevick-Paul teleskoper er off-axis versioner af Paul 3-mirror systemer med et ekstra fladt diagonal spejl. Et konveks sekundært spejl placeres lige ved siden af ​​lyset, der kommer ind i teleskopet, og placeres affokalt for at sende parallelt lys videre til tertiært. Det konkave tertiære spejl er placeret nøjagtigt dobbelt så langt til siden af ​​indgangsbjælken, som var den konvekse sekundære, og dens egen krumningsradius fjernt fra den sekundære. Fordi det tertiære spejl modtager parallelt lys fra det sekundære, danner det et billede i fokus. Fokalplanet ligger inden for spejlesystemet, men er tilgængeligt for øjet med inddragelse af en flad diagonal. Stevick-Paul-konfigurationen resulterer i, at alle optiske aberrationer i alt er nul til tredje orden, bortset fra Petzval-overfladen, der er svagt buet.

Yolo

Yolo blev udviklet af Arthur S. Leonard i midten af ​​1960'erne. Ligesom Schiefspiegler er det et uhindret, vippet reflektorteleskop. Den originale Yolo består af et primært og sekundært konkavt spejl med samme krumning og samme tilt til hovedaksen. De fleste Yolos bruger toroidale reflektorer . Yolo -designet eliminerer koma, men efterlader betydelig astigmatisme, som reduceres ved deformation af det sekundære spejl af en eller anden form for vridningssele eller alternativt at polere en toroidal figur i det sekundære. Ligesom Schiefspieglers er mange Yolo -variationer blevet forfulgt. Den nødvendige mængde toroidal form kan helt eller delvist overføres til det primære spejl. I store fokalforhold optiske forsamlinger kan både primær og sekundært spejl efterlades sfærisk, og der tilføjes et brillekorrigerende objektiv mellem det sekundære spejl og brændplanet ( katadioptrisk Yolo ). Tilføjelsen af ​​et konveks, langt fokus tertiært spejl fører til Leonards Solano -konfiguration. Solano -teleskopet indeholder ingen toriske overflader.

Flydende spejl teleskoper

Et design af teleskop bruger et roterende spejl bestående af et flydende metal i en bakke, der centrifugeres med konstant hastighed. Når bakken drejer, danner væsken en paraboloid overflade af i det væsentlige ubegrænset størrelse. Dette gør det muligt at lave meget store teleskopspejle (over 6 meter), men desværre kan de ikke styres, da de altid peger lodret.

Fokale fly

Højeste fokus

Et hovedfokus teleskopdesign. Observatøren/kameraet er i fokuspunktet (vist med et rødt X).

I et hovedfokusdesign bruges der ingen sekundær optik, billedet tilgås i fokuspunktet for det primære spejl . I fokuspunktet er en eller anden form for struktur til at holde en filmplade eller elektronisk detektor. Tidligere, i meget store teleskoper, ville en observatør sidde inde i teleskopet i et "observationsbur" for direkte at se billedet eller betjene et kamera. I dag tillader CCD -kameraer fjernbetjening af teleskopet fra næsten overalt i verden. Den ledige plads ved primært fokus er stærkt begrænset af behovet for at undgå at blokere det indgående lys.

Radioteleskoper har ofte et hovedfokusdesign. Spejlet erstattes af en metaloverflade til refleksion af radiobølger , og observatøren er en antenne .

Cassegrain fokus

Cassegrain design

For teleskoper, der er bygget til Cassegrain -designet eller andre relaterede designs, dannes billedet bag det primære spejl, ved omdrejningspunktet for det sekundære spejl . En observatør ser gennem bagsiden af ​​teleskopet, eller et kamera eller et andet instrument er monteret på bagsiden. Cassegrain -fokus bruges almindeligvis til amatørteleskoper eller mindre forskningsteleskoper. For store teleskoper med tilsvarende store instrumenter skal et instrument ved Cassegrain -fokus imidlertid bevæge sig med teleskopet, mens det svæver; dette stiller yderligere krav til styrken af ​​instrumentstøttestrukturen og begrænser potentielt teleskopets bevægelse for at undgå kollision med forhindringer som vægge eller udstyr inde i observatoriet.

Nasmyth og coudé fokus

Nasmyth/coudé lyssti.

Nasmyth

Den Nasmyth design ligner den Cassegrain undtagen lyset ikke rettes gennem et hul i det primære spejl; i stedet reflekterer et tredje spejl lyset til siden af ​​teleskopet for at muliggøre montering af tunge instrumenter. Dette er et meget almindeligt design i store forskningsteleskoper.

Coudé

Tilføjelse af yderligere optik til et teleskop i Nasmyth-stil for at levere lyset (normalt gennem deklinationsaksen ) til et fast fokuspunkt, der ikke bevæger sig, da teleskopet er omorienteret, giver et coudé- fokus (fra det franske ord for albue). Coudé -fokus giver et smallere synsfelt end et Nasmyth -fokus og bruges med meget tunge instrumenter, der ikke har brug for et bredt synsfelt. En sådan applikation er højopløselige spektrografer, der har store kollimerende spejle (ideelt set med samme diameter som teleskopets primære spejl) og meget lange brændvidder. Sådanne instrumenter kunne ikke modstå at blive flyttet og tilføje spejle til lysbanen for at danne et coudé -tog , der omdirigerede lyset til en fast position til et sådant instrument, der er placeret på eller under observationsgulvet (og normalt bygget som en ubevægelig integreret del af observatoriebygning) var den eneste mulighed. Den 60-tommer Hale teleskop (1,5 m), Hooker teleskop , 200 tommer Hale teleskop , Shane teleskop , og Harlan J. Smith Telescope alle blev bygget med Coudé foci instrumentering. Udviklingen af echellespektrometre tillod højopløselig spektroskopi med et meget mere kompakt instrument, som nogle gange med succes kan monteres på Cassegrain-fokus. Siden der blev udviklet billige og tilstrækkeligt stabile computerstyrede alt-az teleskopbeslag i 1980'erne, har Nasmyth-designet generelt fortrængt coudé-fokus for store teleskoper.

Fiber-fodrede spektrografer

For instrumenter, der kræver meget høj stabilitet, eller som er meget store og besværlige, er det ønskeligt at montere instrumentet på en stiv struktur frem for at flytte det med teleskopet. Selvom transmission af hele synsfeltet ville kræve et standard coudé -fokus, involverer spektroskopi typisk måling af kun få diskrete objekter, såsom stjerner eller galakser. Det er derfor muligt at opsamle lys fra disse objekter med optiske fibre ved teleskopet, hvilket placerer instrumentet i en vilkårlig afstand fra teleskopet. Eksempler på fiberfodrede spektrografer omfatter planetjagt-spektrograferne HARPS eller ESPRESSO .

Derudover tillader fleksibiliteten af ​​optiske fibre lys at blive opsamlet fra ethvert brændplan; for eksempel udnytter HARPS -spektrografen Cassegrain -fokus på ESO 3,6 m -teleskopet , mens Prime Focus -spektrografen er forbundet med Subaru -teleskopets hovedfokus .

Se også

Referencer

eksterne links