Odbłyśnik Cassegraina - Cassegrain reflector

Ścieżka światła w teleskopie zwierciadlanym Cassegraina

Cassegraina reflektor jest połączenie podstawowej wklęsłego zwierciadła i wtórnego lusterku , często stosowane w teleskopów optycznych i anten radiowych , główną cechą jest, że ścieżka optyczna odgina się na siebie, w stosunku do pierwotnego otworu lustra wejście systemu optycznego. Ten projekt umieszcza ognisko w dogodnym miejscu za lustrem głównym, a wypukły wtórny dodaje efekt teleobiektywu , tworząc znacznie dłuższą ogniskową w mechanicznie krótkim systemie.

W symetrycznym modelu Cassegraina oba zwierciadła są wyrównane wokół osi optycznej , a zwierciadło główne zwykle zawiera otwór w środku, dzięki czemu światło dociera do okularu , aparatu fotograficznego lub przetwornika obrazu . Alternatywnie, jak w wielu radioteleskopach, końcowe ognisko może znajdować się przed głównym. W asymetrycznym Cassegrainie zwierciadło(a) może być pochylone, aby uniknąć zaciemnienia zwierciadła głównego lub aby uniknąć potrzeby otworu w zwierciadle głównym (lub obu).

Klasyczna konfiguracja Cassegraina wykorzystuje zwierciadło paraboliczne jako główne, podczas gdy zwierciadło wtórne jest hiperboliczne . Nowoczesne warianty mogą mieć hiperboliczny podstawowy dla zwiększenia wydajności (na przykład projekt Ritchey-Chrétien ); a jedno lub oba zwierciadła mogą być sferyczne lub eliptyczne dla ułatwienia produkcji.

Nazwa odbłyśnika Cassegraina pochodzi od opublikowanego projektu teleskopu zwierciadlanego, który ukazał się w Journal des sçavans z 25 kwietnia 1672 r., który został przypisany Laurentowi Cassegrainowi . Podobne projekty wykorzystujące wypukłe zwierciadła wtórne zostały znalezione w pismach Bonaventury Cavalieri z 1632 roku opisujących płonące lustra oraz w pismach Marina Mersenne'a z 1636 roku opisujących konstrukcje teleskopów. Próby Jamesa Gregory'ego z 1662 roku stworzenia teleskopu zwierciadlanego obejmowały konfigurację Cassegraina, sądząc po wypukłym zwierciadle wtórnym znalezionym w jego eksperymentach.

Konstrukcja Cassegraina jest również stosowana w systemach katadioptrycznych .

Wzory Cassegraina

Droga światła w teleskopie zwierciadlanym Cassegraina

„Klasyczne” teleskopy Cassegraina

„Klasyczny” Cassegrain ma paraboliczne zwierciadło główne i hiperboliczne zwierciadło wtórne, które odbija światło z powrotem w dół przez otwór w zwierciadle głównym. Złożenie optyki sprawia, że ​​jest to kompaktowa konstrukcja. W mniejszych teleskopach i obiektywach kamer wtórny jest często montowany na optycznie płaskiej, optycznie przezroczystej szklanej płytce, która zamyka tubus teleskopu. Ta podpora eliminuje efekty dyfrakcyjne „gwiaździstego” powodowane przez pająk podporowy o prostych łopatkach. Zamknięta tuba pozostaje czysta, a pierwotna jest chroniona, kosztem pewnej utraty mocy zbierającej światło.

Wykorzystuje specjalne właściwości reflektorów parabolicznych i hiperbolicznych. Wklęsła paraboliczny reflektor odzwierciedla wszystkie przychodzące promieni świetlnych równoległych do osi symetrii, z jednym punktem, ostrości. Wypukły reflektor hiperboliczny ma dwa ogniska i będzie odbijał wszystkie promienie świetlne skierowane na jedno z dwóch ognisk w kierunku drugiego ogniska. Zwierciadła w tego typu teleskopach są zaprojektowane i ustawione tak, że dzielą jedno ognisko i aby drugie ognisko zwierciadła hiperbolicznego znajdowało się w tym samym punkcie, w którym ma być obserwowany obraz, zwykle tuż poza okularem. Zwierciadło paraboliczne odbija równoległe promienie światła wpadające do teleskopu do jego ogniska, które jest również ogniskiem zwierciadła hiperbolicznego. Zwierciadło hiperboliczne następnie odbija te promienie świetlne do swojego drugiego ogniska, gdzie obserwuje się obraz.

W większości systemów Cassegraina zwierciadło wtórne blokuje centralną część apertury. Ta apertura wejściowa w kształcie pierścienia znacznie zmniejsza część funkcji przenoszenia modulacji (MTF) w zakresie niskich częstotliwości przestrzennych w porównaniu z konstrukcją z pełną aperturą, taką jak refraktor lub offsetowy Cassegrain. To wycięcie MTF powoduje obniżenie kontrastu obrazu podczas obrazowania szerokich obiektów. Dodatkowo wsparcie dla wtórnego (pająka) może wprowadzać na obrazach kolce dyfrakcyjne.

Te promienie krzywizny tych podstawowych i drugorzędnych zwierciadeł, odpowiednio, w klasycznej konfiguracji są

oraz

gdzie

  • to efektywna ogniskowa systemu,
  • to tylna ogniskowa (odległość od wtórnego do ogniska),
  • to odległość między dwoma lustrami i
  • to powiększenie wtórne.

Jeżeli zamiast i znanymi wielkościami są ogniskowa zwierciadła głównego , oraz odległość do ogniska za zwierciadłem głównym , to i .

Stałą stożkową od zwierciadła głównego jest to, że z paraboli . Dzięki temu nie ma aberracji sferycznej wprowadzanej przez zwierciadło główne. Zwierciadło wtórne ma jednak kształt hiperboliczny, przy czym jedno ognisko pokrywa się z ogniskiem zwierciadła głównego, a drugie ognisko znajduje się na ogniskowej tylnej . Tak więc klasyczny Cassegrain ma idealne ogniskowanie dla głównego promienia (diagram środkowy to jeden punkt). Mamy,

,

gdzie

.

Właściwie, ponieważ stałe stożkowe nie powinny zależeć od skalowania, wzory dla obu i mogą być znacznie uproszczone i przedstawione tylko jako funkcje powiększenia wtórnego. Wreszcie,

oraz

.

Ritchey-Chrétien

Ritchey-Chrétien to wyspecjalizowany reflektor Cassegraina, który ma dwa hiperboliczne zwierciadła (zamiast parabolicznego głównego). Jest pozbawiony komy i aberracji sferycznej na płaskiej płaszczyźnie ogniskowej, dzięki czemu dobrze nadaje się do obserwacji szerokokątnych i fotograficznych. Został wynaleziony przez George'a Willisa Ritcheya i Henri Chrétiena na początku lat 1910. Ten projekt jest bardzo powszechny w dużych profesjonalnych teleskopach badawczych, w tym w Kosmicznym Teleskopie Hubble'a , Teleskopach Kecka i Bardzo Dużym Teleskopie (VLT); znajduje się również w wysokiej jakości teleskopach amatorskich.

Dall- Kirkham

Projekt teleskopu Dall-Kirkham Cassegrain został stworzony przez Horace'a Dalla w 1928 roku i przyjął tę nazwę w artykule opublikowanym w Scientific American w 1930 roku po dyskusji między astronomem-amatorem Allanem Kirkhamem i Albertem G. Ingallsem, ówczesnym redaktorem magazynu astronomicznego. Wykorzystuje wklęsłe eliptyczne zwierciadło główne i wypukłe sferyczne wtórne. Chociaż ten system jest łatwiejszy do polerowania niż klasyczny system Cassegraina lub Ritchey-Chretien, koma poza osią jest znacznie gorsza, więc obraz szybko się degraduje poza osią. Ponieważ jest to mniej zauważalne przy dłuższych ogniskowych , obiektywy Dall-Kirkham rzadko są jaśniejsze od f/15.

Konfiguracje pozaosiowe

Niezwykłą odmianą Cassegraina jest teleskop Schiefspieglera („skośny reflektor”; znany również jako „teleskop Kuttera” od jego wynalazcy, Antona Kuttera ), który wykorzystuje nachylone zwierciadła, aby uniknąć rzucania cienia przez zwierciadło wtórne na główny . Jednak eliminując wzorce dyfrakcyjne prowadzi to do kilku innych aberracji, które należy skorygować.

W przypadku anten radiowych stosuje się kilka różnych konfiguracji poza osią.

Innym odsuniętym od osi, pozbawionym przeszkód projektem i wariantem Cassegraina jest reflektor „ Yolo ” wynaleziony przez Arthura Leonarda. Ta konstrukcja wykorzystuje sferyczny lub paraboliczny pierwotną i mechanicznie wypaczoną sferyczną wtórną, aby skorygować astygmatyzm wywołany poza osią. Po prawidłowym skonfigurowaniu Yolo może zapewnić bezkompromisowy, niezakłócony widok obiektów planetarnych i celów o nieszerokim polu, bez utraty kontrastu lub jakości obrazu spowodowanej aberracją sferyczną. Brak przeszkód eliminuje również dyfrakcję związaną z astrofotografią Cassegraina i Newtona.

Cassegrains katadioptryczny

Katadioptryczny Cassegrains wykorzystuje dwa zwierciadła, często ze sferycznym zwierciadłem głównym w celu obniżenia kosztów, w połączeniu z elementem(ami) korektora załamania światła w celu skorygowania powstałych aberracji.

Schmidta-Cassegraina

Ścieżka światła w Schmidt-Cassegrain
Ścieżka świetlna w Maksutowie-Cassegrain
Ścieżka światła w teleskopie Klevtsov-Cassegrain

Schmidt-Cassegrain został opracowany z szerokokątnego aparatu Schmidta , chociaż konfiguracja Cassegraina daje mu znacznie węższe pole widzenia. Pierwszym elementem optycznym jest płytka korekcyjna Schmidta . Płytka jest kształtowana przez umieszczenie próżni po jednej stronie i szlifowanie dokładnej korekcji wymaganej do skorygowania aberracji sferycznej spowodowanej przez sferyczne zwierciadło główne. Schmidt-Cassegrains są popularne wśród astronomów amatorów. Wczesna kamera Schmidta-Cassegraina została opatentowana w 1946 roku przez artystę/architekta/fizyka Rogera Haywarda , z uchwytem na film umieszczonym poza teleskopem.

Maksutowa-Cassegraina

Maksutov-Cassegrain to odmiana teleskopu Maksutowa nazwanego na cześć sowieckiego / rosyjskiego optyka i astronoma Dmitrija Dmitriewicza Maksutowa . Rozpoczyna się optycznie przezroczystą soczewką korekcyjną, która jest wycinkiem wydrążonej kuli. Ma sferyczne zwierciadło główne i sferyczne zwierciadło wtórne, które zwykle jest lustrzaną częścią soczewki korekcyjnej.

Argunov-Cassegrain

W teleskopie Argunova-Cassegraina cała optyka jest sferyczna, a klasyczne zwierciadło wtórne Cassegraina zostało zastąpione korektorem podprzesłony składającym się z trzech soczewek rozstawionych w powietrzu. Elementem najbardziej oddalonym od zwierciadła głównego jest zwierciadło Mangin , które pełni rolę zwierciadła wtórnego.

Klewcow-Cassegrain

Klevtsov-Cassegrain, podobnie jak Argunov-Cassegrain, wykorzystuje korektor podprzesłony składający się z małej soczewki menisku i lustra Mangina jako „zwierciadła wtórnego”.

Anteny radiowe Cassegraina

Antena radiowa Cassegraina w GDSCC

Konstrukcje Cassegraina są również wykorzystywane w antenach naziemnych stacji telekomunikacji satelitarnej i radioteleskopach o rozmiarach od 2,4 metra do 70 metrów. Centralnie umieszczony odbłyśnik służy do skupiania sygnałów o częstotliwości radiowej w sposób podobny do teleskopów optycznych.

Przykładem anteny radiowej Cassegraina jest danie 70-metrowy w JPL „s Goldstone Antena złożonym . W przypadku tej anteny ostateczny punkt skupienia znajduje się przed anteną główną, na szczycie postumentu wystającego z lustra.

Zobacz też

Bibliografia

Linki zewnętrzne