Reflekterande teleskop - Reflecting telescope

Ett reflekterande teleskop (även kallat en reflektor ) är ett teleskop som använder en enda eller en kombination av böjda speglar som reflekterar ljus och bildar en bild . Det reflekterande teleskopet uppfanns på 1600 -talet av Isaac Newton som ett alternativ till det brytande teleskopet som vid den tiden var en design som led av svår kromatisk aberration . Även om reflekterande teleskop producerar andra typer av optiska avvikelser , är det en design som möjliggör mål med mycket stor diameter . Nästan alla de stora teleskop som används inom astronomiforskning är reflektorer. Reflekterande teleskop finns i många designvarianter och kan använda extra optiska element för att förbättra bildkvaliteten eller placera bilden i ett mekaniskt fördelaktigt läge. Eftersom reflekterande teleskop använder speglar kallas konstruktionen ibland som ett katoptriskt teleskop .

Från Newtons tid till 1800 -talet var själva spegeln gjord av metall - vanligtvis spekulummetall . Denna typ inkluderade Newtons första mönster och till och med 1800 -talets största teleskop, Leviathan of Parsonstown med en 1,8 meter bred metallspegel. Under 1800 -talet började en ny metod med ett glasblock belagt med ett mycket tunt silverskikt bli mer populärt vid sekelskiftet. Vanliga teleskop som ledde till Crossley och Harvard reflekterande teleskop, vilket hjälpte till att skapa ett bättre rykte för reflekterande teleskop eftersom metallspegeldesignerna noterades för sina nackdelar. Först och främst med speglarna metall endast reflekterade omkring två / tre av ljuset och metallen skulle tarnish . Efter flera poleringar och skador kan spegeln förlora sin exakta figurering som behövs.

Reflekterande teleskop blev utomordentligt populära för astronomi och många kända teleskop, till exempel Hubble Space Telescope , och populära amatörmodeller använder denna design. Dessutom tillämpades reflektionsteleskopprincipen på andra elektromagnetiska våglängder, och till exempel använder röntgenteleskop också reflektionsprincipen för att göra bildbildande optik .

Historia

Tanken att böjda speglar beter sig som linser går tillbaka åtminstone till Alhazens avhandling från 1000 -talet om optik, verk som hade spridits i stor utsträckning i latinöversättningar i det tidiga moderna Europa . Snart efter uppfinningen av refraktorteleskop , Galileo , Giovanni Francesco Sagredo , och andra och drivs på av sina kunskaper om principerna för krökta speglar, diskuterade idén att bygga ett teleskop med hjälp av en spegel som det bildformande objektiv. Det fanns rapporter om att Bolognese Cesare Caravaggi hade byggt en omkring 1626 och den italienska professorn Niccolò Zucchi , i ett senare arbete, skrev att han hade experimenterat med en konkav bronsspegel 1616, men sa att den inte gav en tillfredsställande bild. De potentiella fördelarna med att använda paraboliska speglar , främst minskning av sfärisk aberration utan kromatisk aberration , ledde till många föreslagna konstruktioner för reflekterande teleskop. Den mest anmärkningsvärda är James Gregory , som publicerade en innovativ design för ett "reflekterande" teleskop 1663. Det skulle dröja tio år (1673) innan experimentforskaren Robert Hooke kunde bygga denna typ av teleskop, som blev känt som Gregoriansk teleskop .

Isaac Newton har allmänt credited med att bygga den första reflekterande teleskopet 1668. Den använde en sfäriskt jordmetall primära spegeln och en liten diagonal spegeln i en optisk konfiguration som har kommit att bli känt som newtonteleskop .

Trots reflektorns teoretiska fördelar, konstruktionssvårigheterna och de dåliga prestandorna hos de spekulära metallspeglarna som användes vid den tiden innebar att det tog över 100 år innan de blev populära. Många av framstegen inom reflekterande teleskop inkluderade perfektion av parabolisk spegelframställning på 1700-talet, silverbelagda glasspeglar på 1800-talet (byggd av Léon Foucault 1858), långvariga aluminiumbeläggningar på 1900-talet, segmenterade speglar för att tillåta större diametrar och aktiv optik för att kompensera för gravitationell deformation. En innovation från mitten av 1900-talet var katadioptriska teleskop som Schmidt-kameran , som använder både en sfärisk spegel och en lins (kallad en korrigeringsplatta) som primära optiska element, huvudsakligen för vidfältavbildning utan sfärisk aberration.

I slutet av 1900 -talet har utvecklingen av adaptiv optik och lycklig avbildning utvecklats för att övervinna problemen med att se , och reflekterande teleskop finns överallt på rymdteleskop och många typer av rymdfarkoster .

Tekniska överväganden

En krökt primärspegel är reflektorteleskopets grundläggande optiska element som skapar en bild vid fokalplanet. Avståndet från spegeln till brännplanet kallas brännvidd . Film eller en digital sensor kan placeras här för att spela in bilden, eller en sekundär spegel kan läggas till för att ändra de optiska egenskaperna och/eller omdirigera ljuset till film, digitala sensorer eller ett okular för visuell observation.

Primärspegeln i de flesta moderna teleskop består av en solid glascylinder vars främre yta har slipats till en sfärisk eller parabolisk form. Ett tunt skikt av aluminium är vakuumavsatt på spegeln, bildar en mycket reflekterande första yta spegel .

Vissa teleskop använder primära speglar som är gjorda annorlunda. Smält glas roteras för att göra dess yta paraboloid, och hålls roterande medan det svalnar och stelnar. (Se roterande ugn .) Den resulterande spegelformen närmar sig en önskad paraboloid form som kräver minimal slipning och polering för att nå den exakta figuren som behövs.

Optiska fel

Reflekterande teleskop, precis som alla andra optiska system, ger inte "perfekta" bilder. Behovet av att avbilda objekt på avstånd upp till oändligheten, se dem på olika våglängder av ljus, tillsammans med kravet på att ha något sätt att se bilden som den primära spegeln producerar, innebär att det alltid finns en kompromiss i ett reflekterande teleskopets optiska design.

Eftersom den primära spegeln fokuserar ljuset till en gemensam punkt framför sin egen reflekterande yta har nästan alla reflekterande teleskopdesigner en sekundär spegel , filmhållare eller detektor nära den brännpunkten som delvis hindrar ljuset från att nå primärspegeln. Detta orsakar inte bara en viss minskning av mängden ljus som systemet samlar, det orsakar också en kontrastförlust i bilden på grund av diffraktionseffekter av obstruktionen samt diffraktionspikar orsakade av de flesta sekundära stödstrukturer.

Användning av speglar undviker kromatisk aberration men de producerar andra typer av aberrationer . En enkel sfärisk spegel kan inte föra ljus från ett avlägset föremål till ett gemensamt fokus eftersom reflektion av ljusstrålar som träffar spegeln nära dess kant inte konvergerar med de som reflekterar från närmare spegelns mitt, en defekt som kallas sfärisk aberration . För att undvika detta problem använder de flesta reflekterande teleskop parabolformade speglar , en form som kan fokusera allt ljus till ett gemensamt fokus. Paraboliska speglar fungerar bra med föremål nära mitten av bilden de producerar (ljus som går parallellt med spegelns optiska axel ), men mot kanten av samma synfält lider de av avvikelser från axeln:

• Koma- en aberration där punktkällor (stjärnor) i mitten av bilden är fokuserade till en punkt men vanligtvis framstår som "kometliknande" radiella fläckar som blir värre mot bildens kanter.
• Fältkurvatur - Det bästa bildplanet är generellt krökt, vilket kanske inte motsvarar detektorns form och leder till ett fokusfel över fältet. Det korrigeras ibland av en fältplanande lins.
• Astigmatism- en azimutal variation av fokus runt bländaren som gör att punktkällbilder utanför axeln verkar elliptiska. Astigmatism är vanligtvis inte ett problem i ett smalt synfält , men i en bred fältbild blir det snabbt sämre och varierar kvadratiskt med fältvinkel.
• Förvrängning - Förvrängning påverkar inte bildkvaliteten (skärpa) men påverkar objektets former. Det korrigeras ibland genom bildbehandling.

Det finns reflekterande teleskopdesigner som använder modifierade spegelytor (som Ritchey – Chrétien -teleskopet ) eller någon form av korrigerande lins (t.ex. katadioptriska teleskop ) som korrigerar några av dessa avvikelser.

Användning i astronomisk forskning

Nästan alla stora astronomiska teleskop av forskningsgrad är reflektorer. Det finns flera anledningar till detta:

• Reflektorer arbetar i ett bredare spektrum av ljus eftersom vissa våglängder absorberas när de passerar genom glaselement som de som finns i en refraktor eller i ett katadioptriskt teleskop .
• I en lins måste hela materialvolymen vara fri från ofullkomlighet och inhomogenitet, medan i en spegel bara en yta måste vara perfekt polerad.
• Ljus med olika våglängder färdas genom ett annat medium än vakuum vid olika hastigheter. Detta orsakar kromatisk aberration . Att minska detta till acceptabla nivåer innebär vanligtvis en kombination av två eller tre linser med stor bländaröppning (se achromat och apochromat för mer information). Kostnaden för sådana system skala därför avsevärt med bländarstorlek. En bild som erhålls från en spegel drabbas inte av kromatisk aberration till att börja med, och kostnaden för spegeln skalas mycket mer blygsamt med dess storlek.
• Det finns strukturella problem med tillverkning och manipulation av linser med stor bländare. Eftersom ett objektiv bara kan hållas på plats vid kanten, kommer mitten av ett stort objektiv att sjunka på grund av tyngdkraften , vilket förvränger bilden som det producerar. Den största praktiska linsstorleken i ett brytande teleskop är cirka 1 meter. Däremot kan en spegel stödjas av hela sidan motsatt dess reflekterande yta, vilket möjliggör reflekterande teleskopdesigner som kan övervinna gravitationen. De största reflektormodellerna för närvarande överstiger 10 meter i diameter.

Reflekterande teleskopdesigner

Gregorianska

Det gregorianska teleskopet , som beskrivs av den skotska astronomen och matematikern James Gregory i hans bok 1663 Optica Promota , använder en konkav sekundär spegel som reflekterar bilden tillbaka genom ett hål i primärspegeln. Detta ger en upprätt bild, användbar för markobservationer. Några små fläckar är fortfarande byggda på detta sätt. Det finns flera stora moderna teleskop som använder en gregoriansk konfiguration som Vatikanets avancerade teknikteleskop , Magellan -teleskop , Large Binocular Telescope och Giant Magellan Telescope .

Newtonian

Den newtonska teleskop var den första framgångsrika spegelteleskop, kompletterat med Isaac Newton 1668. Den har vanligen en paraboloid primärspegel men vid fokala förhållandena av f / 8 eller längre en sfärisk primär spegel kan vara tillräckligt för hög visuell upplösning. En platt sekundärspegel reflekterar ljuset till ett fokalplan vid sidan av toppen av teleskopröret. Det är en av de enklaste och billigaste designerna för en given primärstorlek och är populär bland amatörteleskopmakare som ett hembyggnadsprojekt.

Cassegrain -designen och dess variationer

Den Cassegrain teleskop (kallas ibland "Classic Cassegrain") publicerades första gången i en 1672 konstruktion skrivs Laurent Cassegrain . Den har en parabolisk primärspegel och en hyperbolisk sekundärspegel som reflekterar ljuset tillbaka genom ett hål i primären. Den sekundära spegelns vikande och divergerande effekt skapar ett teleskop med lång brännvidd med en kort rörlängd.

Ritchey – Chrétien

Den Ritchey-Chrétien teleskop, som uppfanns av George Willis Ritchey och Henri Chrétien i de tidiga 1910-talet, är en specialiserad Cassegrain-reflektor som har två hyperboliska speglar (i stället för en parabolisk primär). Den är fri från koma och sfärisk aberration vid ett nästan plant fokalplan om den primära och sekundära krökningen är korrekt räknad , vilket gör den väl lämpad för breda fält- och fotografiska observationer. Nästan varje professionellt reflektorteleskop i världen är av Ritchey – Chrétien -design.

Tre-spegel anastigmat

Inklusive en tredje böjd spegel möjliggör korrigering av återstående distorsion, astigmatism, från Ritchey – Chrétien -designen. Detta tillåter mycket större synfält.

Dall – Kirkham

Den Dall-Kirkham Cassegrain teleskop design skapades av Horace Dall 1928 och tog på namnet i en artikel publicerad i Scientific American 1930 efter diskussion mellan amatör astronomen Allan Kirkham och Albert G. Ingalls, den tidningsredaktör på den tiden. Den använder en konkav elliptisk primärspegel och en konvex sfärisk sekundär. Även om detta system är lättare att slipa än ett klassiskt Cassegrain- eller Ritchey-Chrétien-system, korrigerar det inte för koma utanför axeln. Fältkurvatur är faktiskt mindre än en klassisk Cassegrain. Eftersom detta är mindre märkbar vid längre fokala förhållandena , Dall-Kirkhams sällan snabbare än f / 15.

Utanför axlar

Det finns flera mönster som försöker undvika att hindra det inkommande ljuset genom att eliminera det sekundära eller flytta något sekundärt element från primärspegelns optiska axel , vanligen kallade off-ax optiska system .

Herschelsk

Den Herschelian reflektorn är uppkallad efter William Herschel , som använde denna design för att bygga mycket stora teleskop, inklusive 40-fots teleskop 1789. I Herschelian reflektorn primärspegeln lutar så att betraktarens huvud inte blockerar det inkommande ljuset. Även om Detta inför geometriska aberrationer, anställd Herschel denna design för att undvika användningen av en newtonsk sekundär spegel eftersom spekulum metallspeglar av den tid fläckas snabbt och kunde endast uppnå 60% reflektivitet.

Schiefspiegler

En variant av Cassegrain, Schiefspiegler -teleskopet ("skev" eller "snedreflektor") använder lutande speglar för att undvika att sekundärspegeln kastar en skugga på primären. Samtidigt som man eliminerar diffraktionsmönster leder detta till en ökning av koma och astigmatism. Dessa defekter blir hanterbara vid stora brännvidden - de flesta Schiefspieglers använder f/15 eller längre, vilket tenderar att begränsa användbar observation till månen och planeter. Ett antal variationer är vanliga, med varierande antal speglar av olika typer. Kutter- stilen (uppkallad efter uppfinnaren Anton Kutter ) använder en enda konkav primär, en konvex sekundär och en plano-konvex lins mellan sekundärspegeln och fokalplanet, vid behov (detta är fallet med den katadioptriska Schiefspiegler ). En variant av en multi-schiefspiegler använder en konkav primär, konvex sekundär och en parabolisk tertiär. En av de intressanta aspekterna hos vissa Schiefspieglers är att en av speglarna kan vara inblandad i ljusbanan två gånger - varje ljusväg reflekterar längs en annan meridional väg.

Stevick-Paul

Stevick-Paul-teleskop är off-axversioner av Paul 3-spegelsystem med en extra platt diagonal spegel. En konvex sekundär spegel placeras precis vid sidan av ljuset som kommer in i teleskopet och placeras avokalt för att sända parallellt ljus vidare till tertiären. Den konkava tertiära spegeln är placerad exakt dubbelt så långt till ingångsbalkens sida som den konvexa sekundären och dess egen krökningsradie avlägsen från sekundären. Eftersom tertiärspegeln tar emot parallellt ljus från sekundären, bildar den en bild i fokus. Fokalplanet ligger inom spegelsystemet, men är tillgängligt för ögat med införandet av en platt diagonal. Stevick-Paul-konfigurationen resulterar i att alla optiska avvikelser totalt är noll till tredje ordningen, förutom Petzval-ytan som är försiktigt krökt.

Yolo

Yolo utvecklades av Arthur S. Leonard i mitten av 1960-talet. Liksom Schiefspiegler är det ett obehindrat, lutat reflektorteleskop. Den ursprungliga Yolo består av en primär och sekundär konkav spegel, med samma krökning och samma lutning till huvudaxeln. De flesta Yolos använder toroidala reflektorer . Yolo -designen eliminerar koma, men lämnar betydande astigmatism, som reduceras genom deformation av den sekundära spegeln genom någon form av vridande sele, eller alternativt att polera en toroidal figur i sekundären. Liksom Schiefspieglers har många Yolo -variationer eftersträvats. Den nödvändiga mängden toroidform kan överföras helt eller delvis till primärspegeln. I stora fokalförhållanden kan optiska enheter både primär och sekundär spegel lämnas sfärisk och en glasögonjusterande lins läggs till mellan sekundärspegeln och fokalplanet ( katadioptrisk Yolo ). Tillägget av en konvex, långfokuserad tertiär spegel leder till Leonards Solano -konfiguration. Solano -teleskopet innehåller inga toriska ytor.

Flytande spegel teleskop

En design av teleskop använder en roterande spegel som består av en flytande metall i en bricka som snurras med konstant hastighet. När brickan snurrar bildar vätskan en paraboloid yta av väsentligen obegränsad storlek. Detta gör det möjligt att göra mycket stora teleskopspeglar (över 6 meter), men tyvärr kan de inte styras, eftersom de alltid pekar vertikalt.

Fokala plan

Högsta fokus

I en främsta fokus utformning inga sekundära optik används, bilden nås vid brännpunkten i primärspegeln . I kontaktpunkten finns någon typ av struktur för att hålla en filmplatta eller elektronisk detektor. Förr i mycket stora teleskop skulle en observatör sitta inne i teleskopet i en "observationsbur" för att direkt se bilden eller styra en kamera. Numera möjliggör CCD -kameror fjärrstyrning av teleskopet från nästan var som helst i världen. Det tillgängliga utrymmet vid högsta fokus är starkt begränsat av behovet av att undvika att hindra inkommande ljus.

Radioteleskop har ofta en fokuserad design. Spegeln ersätts av en metallyta för att reflektera radiovågor , och observatören är en antenn .

Cassegrain fokus

För teleskop byggda enligt Cassegrain -designen eller andra relaterade konstruktioner bildas bilden bakom primärspegeln, i fokuspunkten för den sekundära spegeln . En observatör ser genom baksidan av teleskopet, eller en kamera eller annat instrument är monterat på baksidan. Cassegrain -fokus används vanligtvis för amatörteleskop eller mindre forskningsteleskop. För stora teleskop med motsvarande stora instrument måste dock ett instrument vid Cassegrain -fokus röra sig med teleskopet när det svävar; detta ställer ytterligare krav på styrkan hos instrumentstödstrukturen och begränsar eventuellt teleskopets rörelse för att undvika kollision med hinder som väggar eller utrustning inuti observatoriet.

Nasmyt och coudé fokus

Nasmyt

Den Nasmyth utformning liknar Cassegrain utom ljuset inte riktas genom ett hål i den primära spegeln, i stället reflekterar en tredje spegel ljuset till sidan av teleskopet för att möjliggöra montering av tunga instrument. Detta är en mycket vanlig design i stora forskningsteleskop.

Coudé

Att lägga till ytterligare optik till ett teleskop i Nasmyth-stil för att leverera ljuset (vanligtvis genom deklinationsaxeln ) till en fast fokuspunkt som inte rör sig när teleskopet omorienteras ger ett coudé- fokus (från det franska ordet för armbåge). Coudé -fokus ger ett smalare synfält än ett Nasmyth -fokus och används med mycket tunga instrument som inte behöver ett brett synfält. En sådan applikation är högupplösta spektrografer som har stora kollimerande speglar (helst med samma diameter som teleskopets primära spegel) och mycket långa brännvidden. Sådana instrument tål inte att flyttas och lägga speglar till ljusbanan för att bilda ett coudé -tåg , som avleder ljuset till en fast position till ett sådant instrument som är inrymt på eller under observationsgolvet (och vanligtvis byggt som en orörlig integrerad del av observatoriumsbyggnad) var det enda alternativet. Den 60-tums Hale teleskop (1,5 m), Hooker teleskop , 200-tums Hale teleskop , Shane teleskop , och Harlan J. Smith teleskop alla byggdes med Coude foci instrumentering. Utvecklingen av echellspektrometrar tillät högupplöst spektroskopi med ett mycket mer kompakt instrument, ett som ibland framgångsrikt kan monteras på Cassegrain-fokus. Eftersom billiga och tillräckligt stabila datorstyrda alt-az-teleskopfästen utvecklades på 1980-talet har Nasmyth-designen i allmänhet ersatt coudé-fokus för stora teleskop.

Fibermatade spektrografer

För instrument som kräver mycket hög stabilitet, eller som är mycket stora och besvärliga, är det önskvärt att montera instrumentet på en styv struktur, snarare än att flytta det med teleskopet. Även om överföring av hela synfältet skulle kräva ett standard coudé -fokus, innebär spektroskopi vanligtvis bara mätning av några få diskreta objekt, som stjärnor eller galaxer. Det är därför möjligt att samla ljus från dessa föremål med optiska fibrer vid teleskopet, vilket placerar instrumentet på ett godtyckligt avstånd från teleskopet. Exempel på fibermatade spektrografer inkluderar planetjakt-spektrograferna HARPS eller ESPRESSO .

Dessutom tillåter flexibiliteten hos optiska fibrer att ljus kan samlas in från vilket brännplan som helst; till exempel använder HARPS -spektrografen Cassegrain -fokus för ESO: s 3,6 m -teleskop , medan Prime Focus -spektrografen är ansluten till Subaru -teleskopets huvudfokus .

Se även

• Katadioptriska teleskop
• Honeycomb spegel
• Lista över största optiska reflekterande teleskop
• Lista över största optiska teleskop historiskt
• Lista över teleskoptyper
• Spegelstödcell
• PLATE OPtimizer
• Brytande teleskop

Referenser

externa länkar

• Vem var James Gregory? Reflekterande teleskop, Utforska, Nationalmuseer Skottland