Первым телескопом был телескоп-рефрактор с одиночной линзой в качестве объектива. В наше время рефракторы с одиночной линзой применяются, пожалуй, только в коронографах и некоторых спектральных приборах. Все современные рефракторы снабжены ахроматическими объективами. Крупнейший из них телескоп Йеркской обсерватории (США) объективом диаметром 1 м. Он построен в конце прошлого века, и с тех пор профессионалы больше не строят гигантские рефракторы *). Их останавливают не только трудности получения больших однородных оптических заготовок стекла, не только ограниченный диапазон волн, которые может пропустить линза, но главным образом слишком большой и практически неустранимый хроматизм.
Рис. 20. Оптические схемы телескопов (подробности в тексте)
В 1616 г. Н. Цукки предложил заменить линзу вогнутым зеркалом, наклоненным к оптической оси телескопа (рис. 20, а). Во второй половине XVIII в. эту же систему независимо друг от друга предложили М. В. Ломоносов и У. Гершель. С помощью своих гигантских телескопов Гершель добился выдающихся результатов, и теперь эта система носит его имя. Ее крупный недостаток — большая кома. Но если относительное отверстие невелико, кома практически незаметна. По этой схеме построены многие современные солнечные (башенные, горизонтальные или полярные) телескопы.
Если телескоп фотографический, кассету можно установить в фокусе на оси параболического зеркала. Она будет заслонять небольшую часть света, но сама кассета, естественно, в фокусе не видна. Впервые эта простейшая схема была использована в конце XIX в. у 91-сантиметрового Крослеевского рефлектора Ликской обсерватории. У крупнейших рефлекторов диаметром свыше 2,5 м в фокусе располагается и кабина наблюдателя. В СССР так устроен 6-метровый рефлектор специальной астрофизической обсерватории АН СССР близ станицы Зеленчукской на Кавказе.
В 1663 г. шотландский математик Джеймс Грегори установил позади фокуса главного зеркала, на его оптической оси вторичное вогнутое зеркало, которое отражало пучок назад в центральное отверстие в зеркале. Сходимость пучка уменьшается, а фокусное расстояние возрастает в 4 — 6 раз (рис. 20, б).
Телескопы меньших размеров строятся по схеме которую в 1667 г предложил Исаак Ньютон (рис. 20, в). Здесь плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но если относительное отверстие не слишком большое, оно может быть и сферическим.
В 1672 г. французский скульптор и художник Грийом Кассегрен заменил вторичное вогнутое зеркало выпуклым. Его система при одинаковом главном зеркале короче системы Грегори примерно в 1,5 раза (рис. 20, г). Во второй половине XVII в. не было методов контроля вторичных зеркал, и первые телескопы Грегори и Кассегрена были построены примерно через 50 лет после изобретения. Особое распространение получили в те годы телескопы Грегори, так как они дают неперевернутое “земное” изображение и могут применяться для наблюдений земных объектов.
В настоящее время существует несколько модификаций телескопов Кассегрена и Грегори. Более всего известны системы Долла — Кёркэма и Ричи — Кретьена. Первая из них имеет эллиптическое (легкое в изготовлении) главное зеркало и сферическое вторичное. Предложили эту систему в 1931 и 1932 гг. независимо друг от друга английский любитель астрономии Горидж Долл (Н. Dall) и американский любитель Алан Кёркэм (А. Kirkham). Одновременно (в 1932 г.) эту систему предложил и Д. Д. Максутов.
В 1922г. Ш. Г. Кретьен рассчитал, что если главное зеркало кассегреновского телескопа сделать гиперболическим, то можно избавиться от комы, и телескоп становится апланатом. Построил телескоп этой системы Георг Ричи — французский оптик, ранее принимавший участие в строительстве 1,5- и 2,5-метровых рефлекторов обсерватории Маунт Вилсон.
В 1877 г. И. Форстер и К. Фрич вынесли вторичное кассегреновское зеркало за пределы пучка, падающего на главное зеркало (рис. 20, е). Эти телескопы, получившие название “брахиты”, требуют внеосевого параболоида и гиперболоида. Их изготовление сопряжено с большими трудностями. Но если относительное отверстие брахита и его диаметр невелики, зеркала могут быть сферическими. Кома и астигматизм главного зеркала компенсируются наклонами вторичного зеркала. Эти телескопы просты, и отсутствие экранирования делает изображения очень четкими и контрастными.
Крупнейшие телескопы нашего времени строятся по схеме Ричи — Кретьена. Наибольшие из них для обсерваторий Китт Пик и Серро Тололо имеют диаметр 4 м.
За 400-летнюю историю телескопа для объектива предлагались не раз сочетания линз и зеркал, но только в XX в. появилось несколько превосходных зеркально-линзовых телескопов.
В 1930 г. эстонский оптик, сотрудник Гамбургской обсерватории Барнхард Шмидт установил в центре кривизны сферического зеркала диафрагму, сразу устранив и кому и астигматизм (рис. 20, ж). Для устранения сферической аберрации он разместил в диафрагме линзу специальной формы. В результате получилась фотографическая камера с единственной аберрацией - кривизной поля и удивительными качествами: чем больше светосила камеры, тем лучше изображения, которые она дает, и больше поле зрения!
В 1935 г. Франклин Райт проанализировал камеру Шмидта при различных положениях пластины Шмидта относительно зеркала. В результате был найден интересный вариант, у которого хотя светосила и поле зрения меньше, чем у камеры Шмидта, но и длина вдвое меньше, а поле зрения плоское (рис. 20, з). В отличие от камеры Шмидта камера Райта может быть и фотографической и визуальной.
В 1941 г. Д. Д. Максутов нашел, что сферическую аберрацию сферического зеркала можно компенсировать мениском большой кривизны. Найдя удачное расстояние между мениском и зеркалом, Максутов сумел избавиться от комы и астигматизма (рис. 20, и). Кривизну поля, как и в камере Шмидта, можно устранить, установив вблизи фокальной плоскости плоско-выпуклую линзу — так называемую линзу Пиацци — Смита. Поалюминировав центральную часть мениска, Максутов получил менисковые аналоги телескопов Кассегрена и Грегори (рис. 20, к). Были предложены менисковые аналоги практически всех интересных для астрономов телескопов.
В 1946 г. Джеймс Бэкер установил в камере Шмидта выпуклое вторичное зеркало и получил плоское поле. Несколько позже эта система была видоизменена и стала одной из самых совершенных систем: Шмидта — Кассегрена, которая на поле диаметром 2° дает дифракционное качество изображения (рис. 20, л). Между прочим, эти телескопы устанавливались на автоматических межпланетных станциях в США.
——
*)Еще больший рефрактор был заказан до революции Россией в Англии. Его объектив имел диаметр 104 см (41 дюйм). К сожалению, многочисленные катаклизмы и трагедии ХХ века не позволили закончить этот проект, хотя и объектив, и монтировка, и купол были готовы [27].
Предыдущий параграф |
Глава первая |
|