Zamówienia: kontakt@teleskopy.pl     Porady dot. sprzętu porady@teleskopy.pl
 
Telefon (pn - pt:   10 - 18, sb:  9 - 13) Infolinia: 0801 011 228   +48 22 374 31 40 (WAW)   22 374 06 07 (WAW)   531 531 707 (KRK)
 
Salony firmowe: Warszawa, ul. Solec 34b (pod mostem Poniatowskiego)    Kraków, ul. Dietla 69    Chorzów, ul. Katowicka 52

Porady optyczne i astronomiczne

Optyka dla amatorów astronomii

Wszyscy dysponujemy bardzo dobrym, chociaż od strony optycznej prymitywnie skonstruowanym instrumentem astronomicznym. Jest nim nasze oko. Dokładniej - para oczu, co jest istotne, bowiem znacznie poprawia to jakość obrazu i jego plastyczność. Jest zadziwiającym fakt, że pojedyncza soczewka o bardzo krótkiej ogniskowej i dużych krzywiznach powierzchni pozwala na tak dobre widzenie przedmiotów. Soczewka wykonana na wzór ludzkiego oka dawałaby tak fatalne obrazy - zniekształcone, otoczone tęczowymi obwódkami, że nie nadawałyby się do wykorzystania np. w fotografii. To, że widzimy ostro wynika przede wszystkim z fizjologii oka, która koryguje i jakby zmniejsza widoczność tych wad tak, że w naszym mniemaniu obraz mamy bardzo dobry. Nie wdając się w dokładny opis konstrukcji oka warto znać dwa podstawowe jego parametry: powierzchnię czynną czyli wielkość źrenicy oraz rozdzielczość, czyli zdolność do rozdzielenia dwóch punktów z pewnej odległości.

Powierzchnia czynna to powierzchnia źrenicy oka. W warunkach nocnych źrenica oka powiększa się osiągając ok. 7 - 7.5 mm, co odpowiada powierzchni ok. 44 mm kw. W tych warunkach rozdzielczość oka wynosi ok. 180 sekund łuku. Gwoli wyjaśnienia - sekunda łuku to 1/3600 - stopnia kąta. W praktyce oznacza to, że z odległości 1 metra jesteśmy w stanie rozdzielić dwa punkty odległe o 0.9 - 1.2 mm. Łatwo policzyć, że aby rozdzielić dwa punkty tworzące kąt 1 sek. czyli 180 razy mniejszy niż zdolność rozdzielcza oka, musimy zastosować powiększenie 180 razy. Jest to ważna informacja dla tych, których fascynują duże powiększenia - konieczne przy obserwacjach szczegółów powierzchni planet lub Księżyca.

Liczną grupę stanowią też amatorzy obserwacji obiektów mgławicowych i galaktyk. Obiekty te z reguły zajmujące na niebie dużo większy obszar niż planety - od kilku do kilkudziesięciu minut kąta a nieraz i kilka stopni. Są one niedostępne dla obserwacji okiem nieuzbrojonym z powodu ich małej jasności powierzchniowej. Ograniczeniem jest tu mała średnica źrenicy oka, a więc mała powierzchnia zbierająca światło. W tym przypadku, aby dostrzec te obiekty nie jest konieczne duże powiększenie, lecz większa ilość światła od obiektu. Konieczne jest więc użycie instrumentu optycznego o większej niż oko powierzchni zbierającej.

Podane wyżej ograniczenia oka decydują o wyborze typu instrumentu optycznego odpowiednio do potrzeb. Jakie to będą instrumenty i jakie są ich zalety i wady - będzie to tematem dalszej części niniejszego opracowania.

Typy instrumentów optycznych, ich charakterystyka, wady i zalety

Ogólnie instrumenty optyczne można podzielić na dwa podstawowe rodzaje - refraktory i reflektory.

Refraktory - to instrumenty astronomiczne wykorzystujące refrakcję światła, czyli załamanie powstające na granicy dwóch ośrodków. Są to więc wszelkie instrumenty oparte na układach soczewek. Najprostszy refraktor to pojedyncza długoogniskowa soczewka i okular - czyli też soczewka, ale o krótkiej ogniskowej. Taki refraktor skonstruował Galileusz. Mimo dość znacznej średnicy obiektywu - ok. 50 mm - nie mógł dostrzec pierścienia Saturna. Widział tylko obiekt owalnego kształtu otoczony tęczową obwódką. Dopiero w XVII wieku J. Dollond skonstruował pierwszy obiektyw achromatyczny, składający się z dwóch soczewek wykonanych z różnych szkieł, których rozszczepienia światła białego redukowały się w znacznym stopniu. W XIX wieku fizyk niemiecki Fraunchofer skonstruował naprawdę dobry obiektyw achromatyczny dający ostre, niemal pozbawione aberacji chromatycznej obrazy. Dzisiejsze obiektywy achromatyczne niewiele odbiegają od obiektywu Fraunhofera. Zastosowanie dwóch typów popularnych, a więc dość tanich, szkieł optycznych tzw. kronu i flintu, pozwala na skonstruowanie obiektywu korygującego aberracje dla dwóch barw i dającego dobre obrazy w zakresie powiększeń do 2xD(mm), gdzie D - średnica obiektywu w milimetrach. Jednak obiektyw taki nie daje obrazów całkowicie pozbawionych wad. Są one tylko zredukowane do takiego poziomu, który w niewielkim stopniu wpływa na jakość obrazu (przy maksymalnym powiększeniu). Istnieje jednak możliwość skonstruowania obiektywu niemal całkowicie pozbawionego wad - tj. aberracji sferycznej i chromatycznej. Obiektywy te to apochromaty, zazwyczaj składające się z trzech soczewek. Korygują one aberrację chromatyczną dla trzech barw i pozwalają na stosowanie maksymalnych powiększeń równych 3xD(mm). A więc 100 milimetrowy apochromat daje maksymalne użyteczne powiększenie 300 razy. Mają one jeszcze tą dodatkową zaletę, że nie jest konieczne wykonywanie długoogniskowych apochromatów aby zredukować do minimum wady aberacji. Achromaty mają zwykle światłosiłę 1:10 - 1:12. Apochromaty mogą mieć światłosiłę rzędu 1:5 - 1:6. Tym samym refraktor taki ma znacznie mniejszą długość tubusa, a więc jest bardziej poręczny i - co bardzo ważne - stabilny. Niestety ceny tych obiektywów są dużo wyższe niż achromatów.

Aberracja sferyczna

Rys.1: Przykład powstawania aberacji sferycznej.

Aberracja chromatyczna

Rys.2: Przykład powstawania aberacji chromatycznej

Zastosowania refraktorów

Refraktory, a zwłaszcza apochromaty, to w pewnym sensie arystokracja wśród instrumentów astronomicznych. Zwykłe achromatyczne obiektywy z racji ich długich ogniskowych (małych światłosił), mają małe pola widzenia. Pozwalają jednak na stosowanie dużych powiększeń, a obrazy jakie dają charakteryzują się dobrym kontrastem. Z tego też powodu stosuje się je zwłaszcza do obserwacji powierzchni planet, Księżyca oraz obserwacji gwiazd podwójnych oraz otwartych i kulistych gromad gwiezdnych.

Apochromaty maja większy zakres zastosowań. Nadają się właściwie do obserwacji wszystkich obiektów na niebie, a więc również typu mgławicowego. Ponieważ mają krótsze ogniskowe, ich pole widzenia jest zdecydowanie większe - w przypadku małych powiększeń nawet ponad 2 - 3 stopnie). Stosując minimalne powiększenia nadają się do obserwacji obiektów mgławicowych. Obiekty te - zwłaszcza słabsze z katalogu NGC, wymagają jednak obiektywów o średnicach ponad 200 mm. Niestety, refraktor z apochromatem o tej średnicy kosztuje tyle, co dobry samochód. Nie wiem, czy w Polsce znalazłby się młody amator astronomii, który mógłby wydać 60 lub nawet więcej (zależnie od firmy) tysięcy złotych aby mieć frajdę oglądania nieba przez tak wspaniały instrument. Przypuszczam, że kres możliwości finansowych to 150 milimetrowy achromat.

Reflektory

Reflektory to grupa instrumentów astronomicznych wykorzystujących odbicie światła. Jak wiadomo, kąt odbicia światła od powierzchni lustrzanej jest równy kątowi padania. Tym samym nie występuje tu aberacja chromatyczna. Wszystkie długości fal światła białego (od czerwieni do fioletu) odbijają się identycznie. Niestety występują pozostałe wady, takie jak aberacja sferyczna, koma, astygmatyzm. Jednak odpowiednie dobranie parametrów lustra teleskopu pozwala na znaczną redukcję tych wad i uzyskanie bardzo dobrych obrazów. Temat ten, bardzo istotny, będzie omawiany nieco dalej. Najbardziej popularnym wśród amatorów jest teleskop typu Newtona. Jego zaletami są: prostota konstrukcji oraz możliwość samodzielnego wykonania. Lustro teleskopu wykonuje się z odpowiednio grubej okrągłej płyty szklanej którą w najprostszej wersji szlifuje się, a potem poleruje na sferę.

Rys.3: Aberracja sferyczna (Delta na rysunku) wyolbrzymiona - lustro o bardzo dużej światłosile rzędu 1.
Efekt przesuwania się ogniskowej z punktu F w kierunku lustra dla promieni coraz bardziej odległych od osi optycznej (0 - 0) występuje dla każdego lustra sferycznego, niezależnie od stosunku jego średnicy do ogniskowej.

Teleskop typu Newtona wymaga trzech elementów optycznych: lustra głównego sferycznego lub parabolicznego, okularu i lusterka płaskiego, najlepiej o eliptycznym kształcie, które służy do wyniesienia obrazu powstałego w ognisku lustra głównego poza tubus (rys 3). W tym miejscu warto dokładniej omówić problem parabolizacji lustra. Z powyższego rysunku wynika, że w lustrze sferycznym obraz powstaje zawsze na pewnej przestrzeni wzdłuż osi optycznej. Dokładniej pokazuje to poniższy rysunek.

Rys.4: Aberracja sferyczna: s - różnica ognisk strefy środkowej i skrajnej lustra, p - aberracja sferyczna poprzeczna - krążek rozmycia obrazu.

Jak widać, powstawanie obrazu na przestrzeni Delta_s jest równoznaczne z rozmyciem obrazu - czyli jego nieostrością. Obraz punktu świetlnego, jakim jest niewątpliwie gwiazda, jest widoczny w postaci plamki światła o pewnych rozmiarach. Jest to tzw. aberracja sferyczna poprzeczna, której miarą jest średnica krążka rozproszenia p. Powstaje pytanie: jakie są dopuszczalne rozmiary tej plamki? Istnieje kilka kryteriów ich oceny. Zależą one głównie od zastosowania teleskopu. Można wyróżnić dwa główne: fotografię i obserwacje wizualne.

Dla fotografii głównym kryterium jest ziarnistość materiału światłoczułego, czyli w skrócie filmu. Przyjmuje się jako średnią ziarnistość wielkość ok. 20 - 25 m. Daje to w efekcie rozdzielczość 50 - 40 linii na milimetr. W praktyce nie przekracza się rozdzielczości 40 linii/mm. Tak więc jeśli plamka rozproszenia jest mniejsza niż 25 m lustro będzie nadawało się do fotografowania (w ognisku teleskopu).

Inaczej ma się sprawa w przypadku obserwacji wizualnych. Plamkę rozmycia rzędu 25 m oglądaną przez np. 10-cio krotny okular (a więc o ogniskowej ok. 24mm) zobaczymy jako 250 m, a więc 0.25mm. Będzie to widoczne w postaci wyraźnie nieostrego obrazu. Można to przeliczyć na miarę kątową. Z odległości normalnego widzenia, a więc ok. 24 cm (bo tak ustawia się akomodacja oka przy czytaniu i przy obserwacji przez okular (!)), 0.25mm odpowiada kątowi ok. 0.06 stopnia tj. 3.6 min. kąta. Jest to więcej niż rozdzielczość oka która przeciętnie zawiera się między 180 - 200 sek. a więc ok. 2.5 min kąta.

Ale stosowane są przecież okulary dużo silniejsze o ogniskowej np. rzędu 10mm (czyli 24 - krotne). Przez taki okular rozpatrywaną plamkę rozproszenia zobaczylibyśmy jako 0.5-milimetrową. Obraz byłby zupełnie nieostry. Warto tu zauważyć, że stosując taki okular w teleskopie o średnicy lustra 150mm i ogniskowej 1200 mm uzyskalibyśmy powiększenie zaledwie rzędu 120 razy, a więc dużo mniejsze niż jest możliwe do uzyskania. W teleskopie Newtona z dobrym lustrem o tej średnicy można uzyskać powiększenie do ok. 220 - 250 razy. Aby takie powiększenie uzyskać należy zastosować okular o ogniskowej 1200/220 = 5.4mm. Taki okular sam (użyty jako lupa - bo tak on działa w teleskopie) powiększa ok. 240/5 tj. około 45 razy. Liczba 240 w tym wzorze to 240 mm - a więc odległość dobrego widzenia przeciętnego oka. Nie jest istotne czy uzyskujemy to powiększenie stosując soczewkę Barlowa i odpowiednio słabszy okular. Przez taki okular średnica plamki rozproszenia powinna być widoczna co najwyżej pod kątem 180 - 200 sek. kątowych, a więc takim, jaka jest rozdzielczość oka.

Jeśli więc z odległości normalnego widzenia tj. 24 cm oko rozróżnić może szczegóły o rozmiarach 0.25 mm to w okularze 45- krotnym muszą być one 45 razy mniejsze a więc powinny być rzędu 0.005 mm tj. 5 m. Taką więc plamkę rozproszenia powinien dawać teleskop 150/1200 aby wykorzystać maksymalnie jego możliwości optyczne.(Uff...). Jeśli ktoś nie do końca zrozumiał, proszę jeszcze raz ten fragment przeczytać.

Jeśli lustro sferyczne teleskopu na skutek aberacji sferycznej daje plamkę rozproszenia większą - konieczne jest jego parabolizowanie.

Rysunek poniżej pokazuje różnicę w skupianiu promieni równoległych przez lustro sferyczne i paraboliczne. Jak widać, parabola skupia w tym samym miejscu - ognisku F, dowolnie oddalone od osi promienie. Lustro sferyczne o tej samej krzywiźnie na osi optycznej co parabola, teoretycznie skupia w punkcie F tylko promienie na osi. W praktyce, ze względu na dopuszczalną odchyłkę aberacji sferycznej, promienie nieco oddalone od osi optycznej też można uznać że tworzą obraz w punkcie F.

Rys. 5: Lustro paraboliczne i sferyczne.

Na koniec warto powiedzieć o ograniczeniu powiększenia wynikającym z efektu dyfrakcji światła.

Średnica krążka dyfrakcyjnego lustra lub obiektywu zależy od średnicy i ogniskowej. Jest odwrotnie proporcjonalna do średnicy lustra lub obiektywu oraz wprost - do ogniskowej F.

Przyjmuje się następujący wzór:

r = (lambdaF)/D

gdzie:
r - promień krążka dyfrakcyjnego
F - ogniskowa
D - średnica
lambda - długość fali świetlnej.

Ponieważ jego natura fizyczna wynika z ugięcia światła na granicy dwóch ośrodków o różnych współczynnikach załamania, w teleskopie Newtona poza granicą wynikającą z brzegu lustra istnieje granica którą tworzy obrys lusterka bocznego albo jego oprawa. Ponieważ jest ona umieszczona bliżej osi optycznej jej wpływ na obraz dyfrakcyjny jest bardzo duży - tym większy, im więcej procentowo zasłania ono powierzchni lustra

Lustro na pewno jest doskonałe, jeśli krążek rozmycia od aberacji sferycznej jest równy lub mniejszy niż krążek rozproszenia dyfrakcyjnego.

Podany wyżej wywód jest nieco uproszczony, ale mam nadzieję, że wyjaśni wreszcie problem konieczności lub nie parabolizacji lustra.

Na koniec podam wzór wg którego można szybko ocenić czy lustro o danych parametrach należy parabolizować. Na początek krótkie wyjaśnienie. Przyjmuje się, że odchyłka powierzchni lustra od wyliczonej paraboli lub sfery nie powinna być większa niż 1/8 tj. ok. 0.07 m. Lustro wymaga parabolizacji jeśli odchyłka sfery lustra od najbliższej paraboli (zazwyczaj przyjmuje się parabolę o tym samym promieniu krzywizny w wierzchołku co rozpatrywana sfera), jest większa niż 0.07 m. Ponieważ promień paraboli i odpowiadającej jej sfery jest taki sam tylko na osi optycznej (rys. 4) największa odchyłka miedzy sferą a parabolą jest oczywiście na brzegu lustra. Ta właśnie odchyłka nie powinna być większa niż 0.07 m.

Odchyłkę delta określa wzór:

Gdzie: D - średnica lustra (mm); A - odwrotność światłosiły, czyli stosunek F/D.

Wzór ma postać tzw. uwikłaną, bowiem przekształcając go względem np. D - niewiadoma, to samo D jest ukryte w parametrze A. Nie trudno jednak wyznaczyć tę wartość podstawiając D = F/A.

Można też podstawić pod deltę inną wartość np. odpowiadającą 1/12 lambda, lub jeszcze mniejszą. Okaże się wówczas, że należy parabolizować lustro, które wg poprzedniego kryterium mogło być sferyczne.

Poza niewątpliwymi zaletami teleskop Newtona posiada kilka wad. Pierwsza z nich to małe pola widzenia - zazwyczaj ok. 1 - 2 stopnie. Druga to wada obrazu powstająca na obrzeżach pola widzenia - tzw. koma. Powoduje ona powstawanie rozciągniętego obrazu obiektów punktowych np. gwiazd. Wada ta narasta wraz z oddalaniem się od osi optycznej i już w odległości ok. dwóch stopni od osi obniża jakość obrazu.

Rys. 6: Schemat budowy teleskopu Newtona.
1 - lustro główne
2 - lusterko płaskie
3 - wyciąg okularowy
4 - okular
5 - tubus

Teleskop Newtona posiada jeszcze inną istotną nie optyczną wadę. Jest nią długość tubusa, która musi być równa co najmniej ogniskowej lustra głównego. Przy typowej ogniskowej lustra o średnicy np. 200 mm wynoszącej 1300 - 1500 mm, tubus teleskopu musi mieć długość rzędu 1400 -1600mm. Przy większych średnicach - np. 300mm, ogniskowa bywa nie mniejsza niż 1800 - 2000mm. Taki teleskop razem ze statywem waży kilkadziesiąt kilogramów i wykonać go można tylko w wersji stacjonarnej. Wada ta skłoniła jednego z XIX wiecznych astronomów - Cassegraina do skonstruowania teleskopu, którego długość części optycznej jest kilka razy krótsza od ogniskowej.

Teleskop Cassegraina jest układem złożonym z dwóch luster - głównego - parabolicznego i wtórnego wypukłego o powierzchni hiperboloidalnej. Teleskop ten ma niestety więcej wad niż zalet.

Rys.7: Schemat teleskopu Cassegraina

Pierwszą wadą jest trudność wykonania luster, zwłaszcza małego hiperboloidalnego. Druga wada to bardzo małe pole widzenia i duża koma. Trzecia wada to niewielki zakres zastosowań teleskopu. Nadaje się on bowiem tylko do obserwacji powierzchni planet (Mars, Jowisz, Saturn) i Księżyca. Zupełnie nie nadaje się do obserwacji obiektów mgławicowych ze względu na bardzo małe pole widzenia. Istotną wadą wynikającą bezpośrednio ze skomplikowanych powierzchni optycznych jest jego cena.

Fotografia w astronomii

Jedną z dziedzin astronomii amatorskiej, ale też i profesjonalnej, jest fotografia nieba. Dzięki niej dokonano głównych odkryć astronomicznych w XX wieku. Do dzisiaj fotografia odgrywa główną rolę w odkrywaniu tajemnic Kosmosu, chociażby dzięki zdjęciom z kosmicznego teleskopu Hubble'a. Co prawda zdjęcia te otrzymujemy dzięki kamerze cyfrowej, ale nadal jest to fotografia, tyle że w nowej technologii. Dla amatorów fotografia tradycyjna wykorzystująca materiały światłoczułe jest jedną z najbardziej ciekawych zajęć, a co najważniejsze zostawia trwały ślad w postaci zdjęcia. Fotografię astronomiczną można podzielić na fotografię obiektów mgławicowych i planetarnych. Do tych drugich należy fotografowanie powierzchni Księżyca (najczęstsze) oraz planet - Wenus, Jowisza, Saturna i ewentualnie Marsa. Aby wykonać te fotografie konieczny jest instrument astronomiczny o możliwie najdłuższej ogniskowej. Wykorzystuje się w tym celu zwykłe teleskopy Newtona lub refraktory wydłużając optycznie kilkakrotnie ich ogniskowe. Stosuje się w tym celu zazwyczaj albo soczewkę Barlowa albo tzw. projekcję okularową. Ze względu na dużą jasność powierzchniowa tych obiektów czasy naświetlania są rzędu maksymalnie 2 - 3 sekund i nie wymaga to stosowania prowadzenia teleskopu za obiektem. Inaczej ma się sprawa z fotografią obiektów mgławicowych. Ze względu na ich względnie duże rozmiary kątowe i bardzo małe jasności powierzchniowe, czasy naświetlań są rzędu kilku - kilkudziesięciu minut. Jednocześnie często konieczne jest wykonywanie zdjęć dużych fragmentów nieba. W tym celu typowy refraktor lub teleskop Newtona zupełnie nie nadaje się. Amatorzy stosują często obiektywy fotograficzne o dość krótkich ogniskowych, aby uzyskać zdjęcie dużego obszaru nieba. Wiąże się to jednak z małą skalą odwzorowania. Obiekty mgławicowe ukazują się na kliszy w postaci plamek o rozmiarach ułamków milimetra. Problem ten istniał w astronomii profesjonalnej od momentu odkrycia, że długoczasowe zdjęcia nieba ukazują dużo więcej szczegółów niż można zaobserwować podczas obserwacji wizualnych. Był to koniec XIX i początek XX wieku. Aby wykonywać zdjęcia dużych obszarów nieba konstruowano specjalne obiektywy o dużym użytecznym polu widzenia. Składały się one z wielu soczewek, co przy dużych rozmiarach średnic powodowało duże straty światła i nie dawało oczekiwanego efektu.

Przewrót dokonał się w 1930 roku, kiedy to niemiecki astronom amator B. Schmidt wynalazł zupełnie nowy typ kamery fotograficznej, a dokładniej kombinowanego obiektywu lustrzano - soczewkowego.

Kamera Schmidta

Jak już wspomniane było wcześniej, astronomom z początku XX wieku, a więc okresu przełomu w poznawaniu Wszechświata, potrzebny był instrument umożliwiający wykonywanie zdjęć dużych fragmentów nieba w możliwie krótkim czasie. Odkrywanie i rejestrowanie słabych obiektów pozagalaktycznych, ale również wewnątrz naszej Drogi Mlecznej, wymagało układu optycznego o dużej światłosile i dużych średnicach wejściowych. Teleskop typu Newtona pozwalał na wykonywanie zdjęć fragmentów nieba ograniczonych polem o kącie rzędu maksymalnie 2 - 4 stopni. Można przeliczyć, ile trzeba byłoby wykonać zdjęć, aby zarejestrować całą półsferę, nie wspominając o sferze. Niemiecki astronom - amator B. Schmidt wynalazł zupełnie nowy typ instrumentu optycznego pozwalający przy bardzo dużych światłosiłach (nawet do F/1.5) uzyskiwać obrazy nieba niemal całkowicie wolne od komy i astygmatyzmu, przy jednoczesnym bardzo dużym polu widzenia dochodzącym do 20 - 30 stopni. Uzyskał to stosując przed krótkoogniskowym lustrem sferycznym specjalnie wykonaną cienką płytę korekcyjną. Wadą tego systemu jest dość duża długość części optycznej kamery, bowiem płyta korekcyjna powinna być umieszczona w środku krzywizny lustra głównego, a więc w odległości 2F. Kamera Schmidta dała początek układom optycznym soczewkowo-lustrzanym, inaczej zwanych katadioptrycznymi. Warto w tym miejscu wspomnieć, że wbrew pozorom wykonanie we własnym zakresie kamery Schmidta nie jest trudniejsze niż klasycznego systemu Cassegraina.

Rys. 8: Schemat budowy kamery Schmidta. 1 - Płyta korekcyjna, 2 - lustro główne, 3 - błona filmowa. Linia przerywana pokazuje krzywiznę pola, gdzie powstaje ostry obraz.

Kamera Maksutowa

W 1941 roku radziecki optyk D. Maksutow odkrył, że płytę korekcyjną Schmidta o trudnym do wykonania niesferycznym kształcie można zastąpić soczewką wklęsło - wypukłą (tzw. meniskiem) o sferycznych powierzchniach. Tak skonstruowana kamera Maksutowa ma te same zalety co kamera Schmidta. Wszystkie zaś powierzchnie optyczne są sferyczne, a więc teoretycznie łatwe do wykonania. Niestety, szybko okazało się, że wykonanie menisków o dużych średnicach jest trudniejsze niż płyty korekcyjnej o tej samej średnicy. Promienie krzywizn menisku Maksutowa są niewiele większe od ich średnic, co powoduje, że należy mieć do dyspozycji olbrzymie bardzo grube bloki jednorodnego szkła optycznego, co jest związane z wielkimi trudnościami technicznymi, a tym samym i dużymi kosztami. (Uwaga techniczna: krzywizna jest odwrotnością promienia krzywizny; precyzyjną definicję obu tych wielkości można znaleźć w podręcznikach do fizyki i analizy matematycznej). Jednakże korekcja wszelkich aberacji jest nie gorsza niż w kamerze Schmidta. Kamera Maksutowa posiada tę samą wadę co kamera Schmidta, a więc długość 2F, gdzie F - ogniskowa lustra głównego. Obydwa systemy optyczne mają jeszcze jedną dość istotna wadę. Pole na którym powstaje obraz ma dużą krzywiznę (jak na rysunkach). Promień sfery, na której powstaje obraz, jest równy w przybliżeniu ogniskowej układu. Powoduje to, że klisze do naświetlań muszą być odpowiednio wyprofilowane.

Rys. 9: Kamera Maksutowa: 1 - korektor zwany meniskiem, 2 - lustro główne, 3 - materiał światłoczuły ew. kamera, np. CCD. Linia kreskowana pokazuje krzywiznę pola.

Teleskop Schmidta - Cassegraina

Wykorzystując korekcyjne właściwości płyty Schmidta, skonstruowano teleskop spełniający większość wymagań stawianych amatorskiemu sprzętowi optycznemu. Umieszczając przed płytą korekcyjną sferyczne lusterko rozpraszające, uzyskano redukcję podstawowych wad systemu Cassegraina, a więc małego pola widzenia i komy. Uzyskano układ optyczny o długości dużo mniejszej niż jego ogniskowa, dający bardzo dobre obrazy w polu o kącie rzędu 1.5- 2.5 stopnia. Przy masowej produkcji system ten jest tani i pozwala na wykonywanie teleskopów o średnicach do 40cm. Obecnie ten typ teleskopu jest bardzo popularny (firmy Celestron, Meade). Charakteryzuje się on od strony mechanicznej małymi gabarytami - długość systemu niewiele większa od średnicy - i relatywnie małym ciężarem, co jest istotne dla konstrukcji montażu.

Rys.10: Schemat budowy teleskopu Schmidta-Cassegraina. 1 - płyta korekcyjna, 2 - lustro główne, 3 - lusterko wsteczne wypukłe.

Teleskop Maksutow - Cassegrain

Ten typ teleskopu jest analogiczny do systemu Schmidta-Cassegraina, z tą różnicą, że cienką - niemal płaską płytę korekcyjną zastępuje tu tzw. menisk, czyli soczewka wklęsło -wypukła o bardzo dużych krzywiznach, ale niewielkiej sile rozpraszania - długiej ujemnej ogniskowej rzędu nawet kilku metrów. Jakość obrazu jest podobna do tej, jaką daje teleskop Schmidta - Cassegraina. System jest jednak dużo droższy bowiem do wykonania menisku konieczna jest gruba, doskonałej jakości płyta szkła optycznego. Systemy typu Schmidta-Cassegraina jak i Maksutowa-Cassegraina są długoogniskowe o światłosile rzędu 1:8 - 1:12.

Inne systemy katadioptryczne

Od wielu lat opracowywane są takie układy lustrzane z korekcja soczewkową, które byłyby tańsze w produkcji. Najbardziej popularny i nieraz stosowany jest system, w którym duża płyta korekcyjna o średnicy zazwyczaj równej lub nieco większej od średnicy lustra głównego jest zastępowana układem soczewek ustawianych w miejscu lusterka rozpraszającego w systemie Cassegraina. Ostatnia licząc od lustra powierzchnia soczewki jest odbijająca i skierowuje skupiane przez lustro promienie z powrotem w kierunku lustra tworząc obraz za centralnym otworem (rys. 8 - system katadioptryczny). Krzywizny soczewek i gatunki szkieł są tak dobrane, że dwukrotnie przechodzące promienie od lustra głównego po wyjściu z systemu nie są obarczone aberracjami, a więc dają dobry ostry obraz. System ten jest w zasadzie dużo tańszy, zwłaszcza przy większych średnicach lustra głównego. Jego wadą jest to, że nie jest on zamknięty tak jak to ma miejsce w systemie Schmidta-Cassegraina.

Rys. 11: System katadioptryczny.

Poza w/w. istnieją jeszcze inne rodzaje instrumentów optycznych. Są one jednak niemal nie stosowane obecnie i dlatego nie są tutaj przedstawione. Mam nadzieję, że niniejszy tekst wyjaśnia wiele problemów, zwłaszcza związanych z właściwościami poszczególnych typów instrumentów oraz z podstawowymi zasadami optyki. Uważam, że bardzo istotne jest zrozumienie takich zagadnień jak rozdzielczość kątowa i różnic między lustrem sferycznym i parabolicznym. Zwłaszcza możliwość samodzielnej oceny potrzeby parabolizacji i dokładności jej wykonania dzięki podanym wzorom pozwala na zaprojektowanie lub wybór optymalnych parametrów lustra.

Specjalnie dla www.teleskopy.pl opracował:
mgr inż. Jerzy Poruczko


      


 

Copyright © 2001-2010 teleskopy.pl