Телескопы Шмидта
Несколько лет назад печать уделяла много внимания сообщениям об успешном завершении самого большого в мире телескопа на горе Паломар в США. Этот гигантский инструмент имеет зеркало диаметром 200 дюймов (509 см). Несомненно, что это было действительно большим достижением, которым справедливо гордились его конструкторы. И тем не менее этот инструмент — всего лишь увеличенная и улучшенная оптическая система, менее внушительные образцы которой уже давно находятся в работе.
Еще в 1665 г. Исаак Ньютон сконструировал отражательный телескопрефлектор, а в 1789 г. в Слоу близ Виндзора (Англия) сэр Вильям Герщель, используя только собственные силы и средства, сам сконструировал и построил отражательный телескоп с зеркалом из спекулума диаметром около 125 см и фокусным расстоянием 12 м. Паломарский инструмент, конечно, во всех отношенияхнамного превосходит любительский телескоп Гершеля, и все же не стоит забывать этот телескоп, так как Гершель сделал с ним важные открытия, которые стали фундаментом современной звездной астрономии.
Однако с 1930 г. телескопостроение сделало большой шаг вперед благодаря изобретению телескопа системы Шмидта. Поскольку большинство крупных астрономических телескопов используется главным образом для чротографирования небесных объектов, а не для визуальной работы, принято говорить о камере, а не о телескопе Шмидта. Практически же это термины — синонимы.
Шмидт, родившийся в 1879 г. в Эстонии,, с 1905 г. начал мастерить самодельные телескопы при помощи самых простых инструментов. Фактически он рабвтал только одной левой рукой, потеряв правую в результате несчастного случая в ранней молодости. Он придумал остроумный способ исправления оптических дефектов, свойственных зеркальным телескопам, и тем самым обеспечил великолепную четкость при работе на его инструментах.
При обработке вогнутого сферического зеркала для телескопа техника шлифовки такова, что легче всего придать зеркалу точную сферическую форму. К сожалению, вогнутое сферическое зеркало сильно страдает от сферической аберрации. Если изобразить ход лучей графически, то видно, что для параллельных лучей (а таковы лучи от всякого далекого объекта), идущих близ оси (например, А и В), ж для лучей, падающих на края зеркала (скажем, Р и Q), фокус не один и тот же. Фокус аксиальных лучей находится в F, а краевых — в С Это различие приводит к размыванию изображения; чтобы ослабить эту аберрацию, приходится уменьшать апертуру зеркала, а это влечет за собой потери в светосиле и разрешении.
Этот дефект был известен даже во времена Ньютона. Общепринятый способ его исправления состоит в использовании вместо сферического зеркала параболического. Простой расчет показывает, что для превращения сравнительно длиннофокусного сферического зеркала в параболоид нужно снять поразительно малое количество вещества — близ края удаляется слой толщиной всего в несколько десятитысячных долей сантиметра! Получение правильной «фигуры» (этот термин используется профессионалами для характеристики формы зеркала) — медленный кропотливый процесс, требующий непрерывной оптической проверки, обычно осуществляемой интерферометрическими методами.
Свойство параболического зеркала иллюстрируется рис. 30. В силу геометрических свойств параболоида он сводит в один фокус все лучи, параллельные оси, будь они аксиальными или краевыми. Именно изза этого важного преимущества в телескопах используются параболические зеркала. Но и параболоид страдает серьезным недостатком. Когда лучи, приходящие от протяженного объекта, оказываются наклонными к оси параболоида, то независимо от того, насколько точно зеркалу придана параболическая форма, изображение окажется неправильным. Изображения, близкие к оси, получаются четкими и резкими, а изображения на некотором расстоянии от оси искажены так называемой комой: точечный объект приобретает размытый в одну сторону хвост, похожий на хвост комет. Кома заметна, даже если лучи наклонены к оси лишь слегка, и быстро возрастает с увеличением угла наклона лучей.
Шмидт ввел перед зеркалом отражательного телескопа стекло особой формы — пластинку Шмидта, — которое заранее, прежде чем пучок света попадет на зеркало, исправляет его. Основное зеркало телескопа делается сферическим, что уже обеспечивает значительное преимущество, так как можно обойтись без шлифовки параболоида. Затем перед зеркалом помещается пластинка из стекла высокого качества (рис. 31), ее форма и толщина тщательно рассчитываются. Форма ее такова, что она вносит в путь луча, падающего на зеркало, отрицательную разность хода, за счет чего и исправляется положительная разность, вводимая геометрией сферического зеркала, В результате все лучи, в том числе и внеосевые (даже со значительным углом наклона), сводятся в одну и ту же фокальную область. Образуются четкие и свободные от комы изображения.
Вычисления наилучшей формы для пластинки — дело довольно хлопотливое. Кроме того, afa система имеет два небольших недостатка. Один состоит в том, что стеклянная пластинка вносит хроматическую аберрацию, проявляющуюся в том, что форма и толщина, которые исправляют положение одного цвета, не совсем подходят для другого цвета. Второй дефект — трудности, касающиеся фокального поля. Наилучший фокус создается не в плоскости, а на сферической поверхности. Если не исправлять этого дефекта, то приходится придавать фотографической пленке почти сферическую форму, кроме того, уменьшается поле зрения. В настоящее время этот дефект в значительной мере нейтрализуется путем введения в систему специальной линзы или небольшого искривленного зеркала, которые делают поле изображения плоским. Такие линзы или зеркала обычно помещают между пластинкой Шмидта и главным сферическим зеркалом.
Коррекционную пластинку Шмидта необходимо устанавливать в центре кривизны главного рефлектора, что приводит к увеличению длины телескопа вдвое по сравнению с ньютоновскими инструментами. Это обстоятельство может быть реальным недостатком, заметно увеличивающим стоимость телескопа.
Системы Шмидта по своим качествам намного превосходят' прежние инструменты с параболическими зеркалами. Схема Шмидта недавно была применена в лабораторных спектрографах и камерах других типов с большими апертурами. Но действительно выдающийся вклад был сделан Шмидтом в конструирование больших астрономических телескопов;
В Англии самая большая действующая камера Шмидта (37дюймовая) находится в обсерватории университета СентЭндрюс. Шмидтовские камеры широко используются в астрономических обсерваториях по двум причинам. Они дают великолепные по четкости изображения протяженных объектов, имеющих сложную структуру, — туманностей, комет и планет. Отчасти это обусловлено совершенством оптики, но частично также уменьшением времени экспозиций. Бедой астрономии являются флуктуации атмосферы, которые всегда, сильно ухудшают качество изображения; следовательно, чем короче время экспозиции, тем лучше четкость фотографического изобрйййг^ вия. Большое относительное отверстие КШеры Шмид. та позволяет значительно сократить экспозиции.
Еще одна причина — удобство сочетания системыШмидта со спектрографом, что позволяет получать точечные спектры отдельных звезд. Принцип камеры с успехом применен в некоторых лабораторных спектрографах, которые предназначены для исследования очень слабых источников света. Например, много ценных данных о процессах окисления можно получить при спектральных исследованиях горячих пламен. Свет, испускаемый струей горящего газа из форсун" ки, скажем метана или этилена, очень слаб и распределяется между спектральными линиями, многие из которых имеют ничтожно малую интенсивность. Именно здесь помогает большая светосила камер Шмидта.
Некоторые приложения волоконной оптики: лампы
Приемники света
Архитектурное освещение