Главная > Разное > Оптика астрономических телескопов и методы ее расчета
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

ВВЕДЕНИЕ

Астрономический телескоп, впервые примененный Г. Галилеем в 1610 г., является основным инструментом для изучения Вселенной. Галилей использовал простейшую «подзорную трубу» с одной линзой в качестве объектива. Хроматизм такого объектива заставил Хр. Гюйгенса и Яна Гевелия (вторая половина XVII в.) строить очень малосветосильные, очень длинные трубы. В 1671 г. И. Ньютон построил телескоп с зеркальным объективом, свободным от этого недостатка. В 1758 г. П. Долонд создал впервые двухлинзовые ахроматические объективы, однако качество их было невысокое, а диаметр всего несколько сантиметров. В 1787 г. У. Гершель построил рефлектор диаметром 1,22.м, лорд Росс в 1945 г. — диаметром 1,82 м. Эти рефлекторы имели металлические зеркала. Казалось, рефлекторы вытеснили рефракторы, однако в начале XIX в. И. Фраунгофер значительно усовершенствовал линзовый объектив. Рефракторы давали лучшие изображения и не требовали переполировки тускнеющих со временем тяжелых металлических зеркал. Работы Г. Мерца и А. Кларка позволили осуществить прекрасные линзовые объективы диаметром до 1 м. Изготовлению еще больших рефракторов ставили предел поглощение света в толстых линзах и их весовые деформации. В 1856 г. Л. Зейдель опубликовал свою теорию аберраций третьего порядка. Ее применение значительно облегчило расчет сложных объективов. Метод Зейделя используется и поныне как в качестве первого приближения, так и для анализа свойств разных оптических систем. В 1857 г. Л. Фуко применил химическое серебрение стеклянных зеркал. Это полностью вытеснило тяжелые металлические зеркала. В начале XX в. Г. Ричи построил рефлекторы диаметром 1,5 м (1908 г.) и 2,5 м (1918 г.). Изобретение Дж. Стронгом в 1934 г. алюминирования зеркал еще повысило эффективность рефлекторов. В 1947 г. в США вступил в строй 5-метровый рефлектор, а в 1976 г. — наш отечественный рефлектор диаметром 6 м. Вновь казалось, что в многовековом соревновании рефракторов и рефлекторов победили последние. Но в 1930 г. Б. Шмидт осуществил первую зеркально-линзовую камеру, отличавшуюся светосилой, большим полем и первоклассным качеством изображений. В 1935 г. Ф. Росс предложил линзовый корректор комы к параболическому зеркалу 5-метрового Паломарского телескопа. В 1941 г. Д.Д. Максутов создал менисковые системы, более простые в изготовлении и более короткие, чем система Шмидта. Хотя линзовые элементы использовались в рефлекторах еще даже в XVIII в., тем не менее эра зеркально-линзовых телескопов началась лишь с 30-х годов нашего столетия.

Большие современные телескопы диаметром до 10 метров и более строятся с составными («мозаичными») зеркалами и гибкими (адаптивными) зеркалами. Сооружаются системы совместно работающих телескопов. Такие системы смогут выполнять наблюдения в режиме интерферометра. Однако принципы оптических схем, применяемых в них, не зависят от этих конструктивных особенностей.

Тип оптической системы зависит от назначения телескопа и задается астрономом, который должен знать свойства, достоинства и недостатки линзовых, зеркальных и зеркально-линзовых телескопов. Оптик-конструктор астрономических телескопов должен обладать опытом, интуицией, основанной на опыте; но ему необходимо также знать теорию разных классов оптических систем и методы их расчета. Этим вопросам и посвящена предлагаемая книга.

ОСНОВНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ

(см. скан)

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление