Vaikka heijastavat teleskoopit tuottavat muun tyyppisiä optisia poikkeamia, tämä rakenne voi saavuttaa halkaisij altaan suuria kohteita. Lähes kaikki suuret tähtitieteellisessä tutkimuksessa käytettävät teleskoopit ovat sellaisia. Heijastavia teleskooppeja on erilaisia, ja niissä voidaan käyttää optisia lisäelementtejä kuvanlaadun parantamiseksi tai kuvan sijoittamiseksi mekaanisesti edulliseen asentoon.
Heijastavien kaukoputkien ominaisuudet
Ajatus kaarevien peilien käyttäytymisestä kuin linssit juontaa juurensa ainakin Alphazenin 1000-luvun optiikkaa käsittelevään tutkielmaan, joka levisi laajasti latinalaisina käännöksinä varhaisessa nykyajan Euroopassa. Pian Galileon taittavan kaukoputken keksimisen jälkeen Giovanni Francesco Sagredo ja muut keskustelivat kaarevien peilien periaatteiden tuntemuksensa innoittamana ajatuksesta rakentaa kaukoputki käyttämällä peiliä.kuvantamistyökaluna. Bolognese Cesare Caravaggin kerrottiin rakentaneen ensimmäisen heijastavan teleskoopin noin vuonna 1626. Italialainen professori Niccolo Zucci kirjoitti myöhemmässä työssään, että hän kokeili koveraa pronssipeiliä vuonna 1616, mutta sanoi, että se ei antanut tyydyttävää kuvaa.
Luomisen historia
Parabolisten peilien käytön mahdolliset edut, ensisijaisesti pallopoikkeaman vähentäminen ilman kromaattista aberraatiota, ovat johtaneet moniin tulevaisuuden teleskooppeihin liittyviin suunnitelmiin. Merkittävin oli James Gregory, joka julkaisi innovatiivisen suunnittelun "heijastavalle" kaukoputkelle vuonna 1663. Kesti kymmenen vuotta (1673), ennen kuin kokeellinen tiedemies Robert Hooke pystyi rakentamaan tämäntyyppisen kaukoputken, joka tuli tunnetuksi gregoriaanisena kaukoputkena.
Isaac Newtonia pidettiin yleisesti ensimmäisen heijastava-taittavan teleskoopin rakentamisesta vuonna 1668. Siinä käytettiin pallomaista metallista primääripeiliä ja pientä diagonaalista optista konfiguraatiota, nimeltään Newtonin teleskooppi.
Jatkokehitys
Huolimatta heijastimen suunnittelun teoreettisista eduista, tuolloin käytettyjen metallipeilien suunnittelun monimutkaisuus ja huono suorituskyky johtivat siihen, että kesti yli 100 vuotta ennen kuin niistä tuli suosittuja. Monet heijastavien teleskooppien edistysaskeleet sisälsivät parabolisten peilien valmistuksen parannuksia 1700-luvulla.luvulla, hopeapäällysteiset lasipeilit 1800-luvulla, kestävät alumiinipinnoitteet 1900-luvulla, segmentoidut peilit suuremman halkaisijan aikaansaamiseksi ja aktiivinen optiikka kompensoimaan painovoiman aiheuttamaa muodonmuutosta. 1900-luvun puolivälin innovaatio oli katadioptiset teleskoopit, kuten Schmidt-kamera, jotka käyttävät sekä pallomaista peiliä että linssiä (kutsutaan korjauslevyksi) ensisijaisina optisina elementteinä ja joita käytettiin pääasiassa laajamittaiseen kuvantamiseen ilman pallopoikkeamaa.
1900-luvun lopulla adaptiivisen optiikan ja onnistuneen kuvantamisen kehitys kaukoputkien havainnointiin ja heijastukseen liittyvien ongelmien ratkaisemiseksi on yleistä avaruusteleskoopeissa ja monissa avaruusalusten kuvantamistyökaluissa.
Kaareva pääpeili on kaukoputken optinen pääelementti, ja se luo kuvan polttotasossa. Etäisyyttä peilistä polttotasoon kutsutaan polttoväliksi. Digitaalinen anturi voidaan sijoittaa tähän kuvan tallentamista varten tai lisäpeili voidaan lisätä optisten ominaisuuksien muuttamiseksi ja/tai valon ohjaamiseksi filmiin, digitaaliseen anturiin tai okulaariin visuaalista tarkkailua varten.
Yksityiskohtainen kuvaus
Useimpien nykyaikaisten teleskooppien pääpeili koostuu kiinteästä lasisylinteristä, jonka etupinta on hiottu pallomaiseen tai paraboliseen muotoon. Ohut alumiinikerros imeytyy linssin päälle, jolloin muodostuuheijastava ensimmäinen pintapeili.
Joissakin kaukoputkissa käytetään ensisijaisia peilejä, jotka on valmistettu eri tavalla. Sula lasi pyörii tehdäkseen pinnastaan paraboloidiseksi, se jäähtyy ja jähmettyy. Tuloksena oleva peilin muoto on likimäärin haluttu paraboloidimuoto, joka vaatii minimaalista hiontaa ja kiillotusta tarkan kuvan saavuttamiseksi.
Kuvanlaatu
Heijastinteleskoopit, kuten muutkaan optiset järjestelmät, eivät luo "ihanteellisia" kuvia. Tarve valokuvata kohteita äärettömän etäisyyksillä, tarkastella niitä eri valon aallonpituuksilla ja vaatia jonkinlaista tapaa katsoa ensisijaisen peilin tuottamaa kuvaa, mikä tarkoittaa, että heijastavan teleskoopin optisessa suunnittelussa on aina kompromisseja.
Koska ensisijainen peili fokusoi valon yhteiseen pisteeseen oman heijastavan pinnansa edessä, lähes kaikissa heijastavissa teleskooppimalleissa on toissijainen peili, filmin pidike tai ilmaisin tämän polttopisteen lähellä, mikä osittain estää valoa pääsemästä ensisijaiseen pisteeseen. peili. Tämä ei ainoastaan vähennä jonkin verran järjestelmän keräämän valon määrää, vaan johtaa myös kuvan kontrastin menetykseen diffraktiivisten estevaikutusten vuoksi sekä useimpien toissijaisten tukirakenteiden aiheuttamien diffraktiivisten piikkien vuoksi.
Peilien käyttö välttää kromaattista poikkeamaa,mutta ne aiheuttavat muun tyyppisiä poikkeamia. Yksinkertainen pallomainen peili ei voi siirtää valoa etäisestä kohteesta yhteiseen fokukseen, koska peiliin sen reunaan osuvien valonsäteiden heijastus ei lähenty peilin keskeltä heijastuvien valonsäteiden kanssa, jota kutsutaan pallopoikkeamaksi. Tämän ongelman välttämiseksi edistyneimmät heijastavat kaukoputket käyttävät parabolisia peilejä, jotka voivat tuoda kaiken valon yhteiseen fokukseen.
gregoriaaninen teleskooppi
Skotlantilainen tähtitieteilijä ja matemaatikko James Gregory kuvailee gregoriaanista kaukoputkea vuoden 1663 kirjassaan Optica Promota käyttävän koveraa toissijaista peiliä, joka heijastaa kuvan ensisijaisessa peilissä olevan reiän kautta. Tämä luo pystysuuntaisen kuvan, joka on hyödyllinen maanpäällisissä havainnoissa. On olemassa useita suuria moderneja teleskooppeja, jotka käyttävät gregoriaanista konfiguraatiota.
Newtonin heijastinteleskooppi
Newtonin laite oli ensimmäinen menestynyt heijastava teleskooppi, jonka Isaac rakensi vuonna 1668. Sillä on yleensä paraboloidiprimääri, mutta polttosuhteilla f/8 tai enemmän pallomainen primääri, joka voi olla riittävä korkeaan visuaaliseen resoluutioon. Tasainen toisio heijastaa valoa polttotasossa teleskooppiputken yläosan sivulla. Tämä on yksi yksinkertaisimmista ja edullisimmista malleista tietylle raaka-ainekoolle, ja se on yleinen harrastajien keskuudessa. Heijastavien teleskooppien säteen polku oli ensimmäinentehty tarkasti Newtonin näytteellä.
Cassegrain-laitteet
Cassegrain-teleskooppi (jota joskus kutsutaan "klassiseksi Cassegrainiksi") rakennettiin ensimmäisen kerran vuonna 1672 Laurent Cassegrainin ansioksi. Siinä on parabolinen primaari- ja hyperbolinen toissijainen, joka heijastaa valoa takaisin ja alas primaarissa olevan reiän läpi.
Dall-Kirkham Cassegrain -teleskoopin suunnittelun loi Horace Dall vuonna 1928, ja se nimettiin Scientific American -lehdessä vuonna 1930 julkaistussa artikkelissa amatööritähtitieteilijä Allan Kirkhamin ja Albert G. Ingallsin välisen keskustelun jälkeen. lehden silloinen toimittaja). Se käyttää koveraa elliptistä ensisijaista ja kuperaa toissijaista. Vaikka tämä järjestelmä on helpompi hioa kuin klassinen Cassegrain- tai Ritchey-Chrétien-järjestelmä, se ei sovellu akselin ulkopuoliseen koomaan. Kentän kaarevuus on itse asiassa pienempi kuin klassisen Cassegrainin. Nykyään tätä mallia käytetään monissa näiden upeiden laitteiden sovelluksissa. Mutta se korvataan sähköisillä vastineilla. Tästä huolimatta tämän tyyppistä laitetta pidetään suurimpana heijastavana teleskoopina.
