2. Астрономічні об'єктиви

Об'єктиви телескопічних систем використовуються для:

• визначення точних положень (координат) небесних тіл, тобто для розв'язання астрометричних задач;

• реєстрації й дослідження випромінювання небесних тіл, тобто для розв'язку задач астрофізики .

Астрономічні телескопи залежно від використовуваних об'єктивів поділяються на три групи:

1. телескопи з лінзовими об'єктивами рефрактори  (лат. refractus ― заломлений);

2. телескопи з дзеркальними об'єктивами (лат. reflecto — відбиваю) рефлектори;

3. телескопи з дзеркально-лінзовими  об'єктивами.

До кінця ХIХ ст. головною метою телескопічних спостережень було вивчення видимого положення небесних світил, комет і деталей на планетних дисках. Усі ці спостереження виконувалися візуально та за допомогою рефракторів із дволінзовими об'єктивами.

У кінці ХIХ і особливо в ХХ ст. центр тяжіння досліджень змістився в галузь астрофізики та зоряної астрономії. Предметом досліджень стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок і зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання (фотоемульсія й фотоелементи), широкого застосовування набула спектроскопія.

Фотографічна емульсія та фотоелементи чутливі до ширшого діапазону спектра, ніж око спостерігача, тому вплив хроматичної аберації на отримуване зображення більш суттєве. Значними є обмеження, викликані поглинанням у склі ультрафіолетового та інфрачервоного випромінювання. Таким чином, для астрофізичних досліджень необхідні телескопи-рефлектори. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно простіше, ніж багатолінзові об'єктиви.

В астрометричних дослідженнях продовжують застосовувати телескопи-рефрактори. Причина полягає в дуже високій чутливості рефлекторів до малих випадкових поворотів головного дзеркала: з причини рівності кута відбивання куту падіння поворот дзеркала на деякий кут зміщує зображення на кут 2 . Відповідний поворот об'єктива рефрактора викликає значно менше зміщення. Як відомо, в астрометрії положення світил вимірюється з максимальною точністю, тому вибір зроблено на користь рефракторів.

Рефлектор з одним лише параболічним дзеркалом не дає змоги фотографувати великі ділянки неба, що потрібно для дослідження зоряних скупчень, галактик та галактичних туманностей. Тому для спостережень, які потребують великого поля зору, будують комбіновані дзеркально-лінзові телескопи, в яких аберації дзеркала виправляються тонкою лінзою (або пластинкою).

а ) лінзові об'єктиви

Значні аберації, властиві простим однолінзовим об'єктивам, є головною перешкодою у їх використанні навіть у навчальних та аматорських телескопах. Найпоширенішими астрономічними об'єктивами є дублети (об'єктиви з двох лінз), у яких одна з лінз виготовлена з легкого скла крону, а інша з важкого флінту. Лінзи можуть бути склеєні між собою або розміщені на невеликій відстані одна від одної (рис. 8). Склеєні дублети застосовуються у двох модифікаціях: «крон попереду» (дублет Фраунгофера) і «флінт попереду». Вони являються ахроматичними апланатами. Тобто поряд із виправленою хроматичною аберацією положення і сферичною аберацією, відсутні також кома і дисторсія. Робоче поле 2⁰-3⁰. Не усунені — астигматизм і кривина поля. Використовують дублети (особливо дублети Фраунгофера) у нормальних астрографах.

П ри візуальних спостереженнях добре зарекомендував себе несклеєний дублет Кларка (рис. 9). Цей об'єктив вигідний виключно з практичних міркувань (швидко вирівнюється температура та легко протирати внутрішні поверхні).

Зауважимо, що поверхні всіх перерахованих об'єктивів є сферичними. Переходячи до асферичних поверхонь, шляхом ретушування, можна значно покращити їх характеристики.

Трилінзові об'єктиви - триплети - розраховуються для повної ахроматизації трьох довжин хвиль (об'єктиви апохромати). Прикладом триплета може бути триплет Кука (розрахований у 1894 Д. Тейлором). Цей об'єктив є також анастигматом (рис. 10)

Об'єктиви-триплети розраховуються як візуальні або фотографічні. Для візуальних триплетів третьою довжиною хвилі, що ахроматизується (окрім червоної й фіолетової) є ефективна довжина хвилі ока людини ( = 550 нм), а для фотографічних триплетів ефективна довжина хвилі фотоемульсії ( = 430 нм).

Подальше удосконалення об'єктивів спрямовано на ускладнення триплетів (дроблення або ускладнення однієї з лінз триплета). Такі об'єктиви є апланатами, тобто вони забезпечують велике плоске поле зображень. Одночасно вони є апохроматами.

Збільшення кількості лінз в об'єктиві викликає зростання світлових втрат та можливості децентрування.

б) дзеркальні об'єктиви

На рис. 11-13 зображені оптичні схеми різних систем дзеркальних телескопів. Системи, що складаються з головного параболічного дзеркала і будь-якої кількості плоских дзеркал, називаються простими. Це:

1. система з прямим (головним) фокусом;

2. система Ньютона (1670);

3. система кільцевого телескопа Грегорі (1672);

4. система Ломоносова (1762)-Гершеля (1789).

Рис. 11. Схеми простих дзеркальних систем телескопів

Далі розглянемо складні телескопічні системи з двох дзеркал: вгнутого головного й допоміжного (або опуклого). Складні системи поділяють на  передфокальні  та  зафокальні .

Передфокальні системи  (допоміжне дзеркало попереду фокуса головного):

5) система Кассегрена (1672)-Кретьєна (1922), подовжує фокус;

6) система Шварцшильда (1905), скорочує фокус (рис. 12).

Рис. 12. Передфокальні телескопічні системи

Зафокальні системи  (допоміжне дзеркало розміщене за фокусом головного):

7. система Грегорі (1663), подовжує фокус;

8. система Максутова (1924), скорочує фокус.

Рис. 13. Зафокальні телескопічні системи

Частковими випадками є:

9. передфокальна система Несміта (1850); це дещо змінена система Кассегрена при необхідності направити пучок променів до вісі схилення (фокус Несміта) або, за допомогою двох плоских дзеркал, до полярної вісі (фокус Куде);

10. система Мерсена (1636).

Рис. 14. Часткові випадки дзеркальних систем телескопів

Параболічне дзеркало дає можливість отримати на оптичній осі майже ідеальне зображення, та з віддаленням від оптичної вісі якість зображення швидко погіршується внаслідок аберацій скісних променів. Для виправлення аберацій поля параболічних дзеркал Росс запропонував використовувати афокальну корекційну систему з двох лінз, розміщених попереду фокуса головного дзеркала. Така система збільшує робоче поле телескопа в 20-30 разів, але залишає невиправлений астигматизм.

Комбінуючи головне параболічне ввігнуте дзеркало з випуклим гіперболічним, можна значно збільшити еквівалентну фокусну відстань і одночасно компенсувати сферичну аберацію. Ця система була запропонована ще в ХVII ст. Кассегреном. Перший апланатичний  телескоп (у якому виправлена сферична аберація й кома) був розрахований за схемою передфокальної скорочуючої системи. Головне дзеркало ввігнуте гіперболічне, друге ― ввігнутий сплюснутий сфероїд. У цьому телескопі виправлена сферична аберація, кома й кривизна поля, але залишився значний астигматизм.

У 1924 р. Кретьєн запропонував передфокальну подовжуючу апланатичну систему. Головне дзеркало ввігнуте гіперболічне, а друге випукле гіперболічне. В системі виправлена сферична аберація й кома, але не виправлений астигматизм і кривизна поля. У класичних системах корисне поле обмежено із-за коми, а в апланатичних системах із-за астигматизму.

Глибоке вивчення апланатичних систем було виконане Д.Д. Максутовим, який довів, що:

1. передфокальні апланатичні системи потребують гіперболічної форми головного дзеркала;

2. зафокальні апланатичні системи потребують еліптичної форми головного дзеркала.

Допоміжне дзеркало підбирають відповідно до розв'язуваних завдань.

в) дзеркально-лінзові об'єктиви

Н айбільш поширеною дзеркально-лінзовою системою є система Шмідта  (1930 р.) та її модифікації (рис. 15). Головне дзеркало системи Шмідта має сферичну форму, наслідком якої є значна сферична аберація. Натомість аберації скісних пучків, за винятком кривини поля, для такого дзеркала не спостерігаються. Це пов'язане з тим, що сферична поверхня не має виділеної головної оптичної осі; усі осі, що проходять через центр кривини, є рівноправними. Сферичне дзеркало будує зображення на сферичній фокальній поверхні, радіус якої дорівнює половині радіуса кривини дзеркала. Отже, використовуючи в системі Шмідта головне дзеркало сферичної форми, можна повністю позбутися коми, дисторсії та астигматизму, свідомо залишаючи значну сферичну аберацію й кривину поля. У центрі кривини головного дзеркала, яке є вхідною зіницею системи, розміщується лінзовий коректор (корекційна пластинка Шмідта), що являє собою практично плоско-паралельну пластинку з ледве помітним рельєфом (по краях пластинка від’ємна, а в центрі — додатна). Таке розміщення корекційної пластинки дозволяє уникнути її впливу на астигматизм та кривину поля основної системи.

Таким чином, система будує стигматичне зображення на сферичній фокальній поверхні. Кривина поля системи усувається за рахунок викривленої поверхні фотопластинки.

Отже, система Шмідта за умови точного виготовлення лінзового коректора, правильного центрування і жорсткого з'єднання оптичних деталей може бути повністю вільна від аберацій, за винятком незначного хроматизму, який привноситься пластинкою Шмідта. Поле зору такої системи сягає 40⁰, відносний отвір становить від А=1:3 до А=1:5. Існують різноманітні модифікації цієї системи, у тому числі призначені для візуальних та спектральних спостережень.

Другим прикладом дзеркально-лінзових телескопів є меніскова система Максутова  (1941 р.), зображена на рис. 16. Головне дзеркало системи має сферичну форму, у фокусі якого розміщується тонкий сферичний лінзовий меніск (від грец. — місячний серп) — тонка ввігнуто-опукла лінза, що має додатну сферичну аберацію за рахунок якої усувається від'ємна сферична аберація дзеркала. Меніск, на противагу дзеркалу, дуже чутливий до похибок поверхні: радіус кривини необхідно витримати з точністю 0,2-0,3 мм, а різницю у товщині в центрі — 0,02 мм, із боків — 0,003 мм.

Суттєвою перевагою системи є герметичність труби та значно менші розміри.

За своїми характеристиками оптична система Максутова дещо поступається системі Шмідта.

Н едоліками системи Максутова є незначний хроматизм і астигматизм, що привносяться меніском, труднощі у виготовленні меніска, складності центрування системи.

Система Максутова майже не застосовується в практиці професійної астрономії, але навчальні меніскові телескопи Максутова, модифіковані для візуальних спостережень, зустрічаються в школах.