,
Система Долла - Керкэма - Максутова. Трудности ретуши и исследования вторичных гиперболических зеркал вынудили оптиков искать более простые решения. Почти одновременно американский любитель телескопостроения Алан Керкэм и английский любитель Горидж Долл независимо друг от друга предложили модификацию "кассегрена" со вторичным сферическим зеркалом. В 1932 г. Британской астрономической ассоциации был продемонстрировaн уже построенный телескоп этой системы. Его главное зеркало имело 150 мм в диаметре, эквивалентное фокусное расстояние было равно 1980 мм, относительное отверстие главного зеркала 1/3,2. В 1922 г Д. Д. Максутов, исследуя двухзеркальные системы, среди прочих выделил и эту. Опубликовать работу ему удалось только в 1932 г. Сейчас эта система носит название Долла - Керкэма - Максутова.
Для получения стигматического (точечного) изображения звезды на оси главное зеркало должно быть не параболическим, а эллипсоидальным *). Квадрат его эксцентриситета и асферичность примерно в 1,5 раза меньше, чем у эквивалентного параболоида. Эллиптическое зеркало значительно проще в изготовлении, а вторичное сферическое может испытываться интерференционным способом с помощью вогнутой сферы того же радиуса, сделать которую совсем нетрудно. Но и при испытаниях с коллиматором вторичное зеркало проще, так как не требуется ретушь до гиперболоида.
Квадрат эксцентриситета главного эллиптического зеркала равен
,
где b - величина, обратная фактору увеличения на вторичном зеркале, b =1/М, a -фактор положения вторичного зеркала.
К сожалению, у "долла-керкэма-максутова" большая кома - она равна
(рад).
Чтобы величину комы перевести в линейную меру, нужно yмножить ее на величину эквивалентного фокусного расстояния.
Kак видно из формулы, чем меньше значение a и больше значение b (М - меньше), тем меньше и кома системы. Кроме того, кома уменьшается с уменьшением относительного отверстия системы. Рассмотрим конкретный пример. 250-миллиметровый телескоп Долла - Керкэма - Максутова с относительным отверстием главного зеркала 1/8 с фактором увеличения на вторичном зеркале М=2,5 (b =0,4) и с a =3, f'=2000, f'экв =5000, " экв=20.
Сначала подсчитаем квадрат эксцентриситета главного зеркала. Он равен
.
Зная формулу для величины комы, определим предельное угловое поле для качественного изображения размером не более кружка Эри. Как мы помним, он равен в радианной мере
.
Значит, кружок Эри имеет радиус r =2,7-10-6 рад. Его диаметр d=5,4-10-6 рад. Подставив необходимые величины в формулу комы, вычислим значение половины углового поля зрения: w =0,0033 рад или примерно 11,5. Полное поле вдвое больше и равно 23. Этого достаточно для того, чтобы без осложнении вести наблюдения Луны и планет.
Таким образом, если относительное отверстие телескопа Долла - Керкэма - Максутова невелико, он работает хорошо, хотя и прост в изготовлении. За рубежом построено очень много любительских телескопов этой системы.
В 1922 г. французский оптик Кретьен предложил модификацию телескопа Кассегрена с главным гиперболическим зеркалом, которое лишь немного отличается от параболического. Его вторичное зеркало также гиперболическое. Французский же оптик-практик профессор Г. Ричи (долгие годы проработавший в США) построил первый телескоп по этой схеме диаметром 0,5 м. Второй его телескоп имел диаметр 1 м.
Теперь эта система - одна из популярных у профессионалов и носит название Ричи- Кретьена [1, 2, 34]. Главная особенность этой системы - отсутствие комы. Это первый в истории зеркальный апланат. Его эквивалентное относительное отверстие принимается 1/6-1/8. Для этого главное зеркало приходится делать с относительным отверстием 1/2,5-1/3,5. Сейчас построено несколько гигантских телескопов Ричи - Кретьена диаметром от 3,5 до 4,0 м. Изготовление таких светосильных гиперболоидов сопряжено с большими трудностями главным образом из-за большого относительного отверстия. Тем не менее построено много любительских телескопов Ричи - Кретьена.
Квадраты эксцентриситета для обоих зеркал рефлектора Ричи - Кретьена равны [2]
, 
.
Как правило, квадрат эксцентриситета главного гиперболического зеркала отличается от квадрата эксцентриситета параболоида только на 10-20 % , на столько же возрастает асферичность. Это значит, что причина трудности изготовления зеркала лежит не в форме поверхности, а в большой светосиле.
Например, для того, чтобы получить у 250-миллиметрового рефлектора Ричи - Кретьена клуба им. Д. Д. Максутова эквивалентное отверстие 1/6, главное зеркало имеет относительное отверстие 1/2. Его эксцентриситет равен 1,07. Автору лишь с большим трудом в результате зональной ретуши малыми полировальниками удалось получить нужную поверхность **). Асферичность в данном случае была равна d " 8 мкм! Так как телескоп фотографический, точность главного зеркала a /3,5 вполне достаточна. Суммарная величина продольной аберрации измерялась теневым прибором из центра кривизны. Но судить о плавности поверхности было совершенно невозможно, так как полутени на зеркале были чрезвычайно резкими. Поэтому пришлось воспользоваться хорошим 250-миллиметровым зеркалом, смонтированным в трубе ньютоновского телескопа.
Если бы исследуемое зеркало было параболическим, то в этой схеме наблюдался бы плоский рельеф. Но в действительности эксцентриситет зеркала 1,07, из которых единица скомпенсирована коллиматором, а "0,07" придавали поверхности вид не плоского рельефа, а слабого "бублика", как если бы это был очень слабо выраженный длиннофокусный параболоид или эллипсоид. Полутени были очень широкими, и судить о наличии "валиков" и "канав" было очень легко и удобно.
Вторичное зеркало имеет квадрат эксцентриситета, равный 7. Поэтому, несмотря на диаметр всего 60 мм и радиус кривизны 1000 мм, его асферичность составляет b " 0,18 мкм. Это примерно столько же, сколько у 150-миллиметрового параболоида с относительным отверстием 1/6. Но в случае с параболическим диаметром 150 мм эта асферичность распределена на радиусе 75 мм, а у нашего выпуклого 60-миллиметрового зеркала - на радиусе 30 мм. Значит, его изготовление значительно сложнее, чем 150-миллиметрового параболоида. Пришлось проделать ретуширование с помощью кольцевого полировальника, укрепив зеркало на вертикальном шпинделе для шлифовки мелких линз. Так как применялись большие скорости и смола быстро разогревалась, пришлось воспользоваться самыми твердыми смолами, которые были армированы тонкими кусочками материи. Вырезанное из материи колечко смачивалось в расплавленной смоле и наклеивалось на основание полировальника. Применялось 4-5 слоев материи.
Желание уменьшить радиус кривизны вторичного зеркала заставило нас не выносить эквивалентный фокус за пределы главного зеркала. Он располагается перед зеркалом. Это так называемый фокус Эппса - Шулте. Это менее удобно, чем при обычном расположении эквивалентного фокуса, но в то время мы не видели другого способа получить эквивалентное относительное отверстие 1/6.
Позже мы поняли, что при современных достаточно чувствительных астрономических эмульсиях при хорошем незасвеченном и прозрачном небе предельная выдержка около 2 часов может быть получена с относительным отверстием 1/7-1/8 [34]. Поэтому следующий 360-миллиметровый "ричи - кретьен", который строит студент А. Г. Савельев, имеет главное зеркало с относительным отверстием 1/3,3, а относительное отверстие главного зеркала коллективной работы клуба -620-миллиметрового "ричи - кретьена" - 1/3. В последнем случае асферичность равна b =5,6 мкм. Как видим, это в 1,4 раза меньше, чем у предыдущего 250-милли-метрового зеркала. Так как асферичность распределена на зоне 310 мм, то фигуризация этого большого зеркала легче, чем старого 250-миллиметрового! В результате снижения светосилы главного зеркала эквивалентное относительное отверстие 620-миллиметрового рефлектора 1/7,2.
Вторичные зеркала телескопов Кассегрена и Грегори заслоняют часть пучка и портят дифракционную картину. Из-за наличия бленд-отсекателей экранирование обычно больше, чем у "ньютона". В 1877 г. И. Форстер и И. Фрич вынесли вторичное зеркало за пределы пучка.
Это брахиты. Зеркала этих телескопов имеют форму внеосевых параболоидов и гиперболоидов. Их ретушь и контроль чрезвычайно сложны. В пятидесятые годы нашего века немецкий любитель Антон Куттер предложил за счет снижения относительного отверстия заменить оба зеркала на сферические (рис. 76). Возникающий при этом астигматизм главного зеркала компенсируется наклоном
Рис. 76. Брахит А. Куттера.
вторичного, а кома укладывается в допуск Рэлея.
Так как в телескопе Куттера пучок не экранируется, система дает чрезвычайно резкие и контрастные изображения. Особенно они пригодны для наблюдений Луны, Солнца, планет, двойных звезд. Многие солнечные телескопы профессионалов имеют схему брахита.
Приведем конструктивные элементы телескопа Куттера. Обозначения взяты с рис. 76: D1=108 мм, D2=56 мм, R1=R2=3239 мм, f1=f2=1619 мм, f'экв=2819 мм, D =914 мм, s'=1180 мм, b1=89 мм, b2=203 мм, j 1=5°35', j2=12°50', " =26 [36].
Изменяя диаметр главного зеркала, нужно пропорционально изменить все размеры, кроме углов наклона. Телескоп интересен тем, что оба его зеркала имеют равные радиусы кривизны. Это значит, что их можно пришлифовать друг на друге. Полируются они порознь каждый своим полировальником, но испытываются наложением друг на друга по интерференционным полосам. Для этого вогнутое зеркало предварительно испытывается методом Фуко, а потом используется как эталонное стекло для испытаний выпуклого.
Телескоп Нэсмита. В середине прошлого века инженер, любитель телескопостроения Джеймс Нэсмит для удобства наблюдений ввел в схему телескопа Кассегрена диагональное зеркало, выведя пучок в горизонтальную полуось своего 500-миллиметрового рефлектора, смонтированного на азимутальной установке (рис. 20, д). Позже для экваториальных телескопов пучок стали вводить в ось склонений. Удобство заключается в том, что наблюдателю не нужно запрокидывать голову при наблюдении объектов в зените. Кроме того, различные приспособления и в том числе фотокамера надежнее крепятся к телескопу, вибрации от работы затвора сказываются в этом случае меньше. Многие современные профессиональные телескопы и в том числе 6-метровый Зеленчукский телескоп имеют фокус Нэсмита.
Так как в телескопе происходит нечетное количество отражений, он дает неконгруентное (зеркальное) изображение, у которого правое "перепутано" с левым. Это не очень большое неудобство.
Оба зеркала - параболоид и гиперболоид - рассчитываются, шлифуются и исследуются совершенно так же, как и у обычного кассегреновского телескопа. Дополнительное зеркало Нэсмита можно установить на любой модификации телескопа Кассегрена или Грегори. Юстируется телескоп Нэсмита начиная с плоского зеркала, затем выставляется вторичное выпуклое и в конце - главное.
ѕ
*) Об испытаниях вогнутых эллипсоидов см.§ 30 главы второй.
ѕ
**) Все работы по изготовлению механики и оптики, кроме ретуши, были выполнены в 1976 г. А. Б. Зайцевым, в то время десятиклассником, а позже молодым рабочим.
Предыдущий параграф |
Глава четвертая |
Следующий параграф |