się, w imię uniwersalności, z ogniska pierwotnego (Newtona) F3, nie istnieją
cego w klasycznym układzie Ritcheya-Chrćtiena.
126
A. Stawikowski
Dlaczego uważa się systemy F3, F9 i F30* za najbardziej optymalne? Dla dużych zwierciadeł istnieje poważna trudność w uzyskaniu dobrego ogniska w systemie o światlosile większej niż F3. W ognisku pierwotnym (New tona) o tak dużej św iatlosile umieszcza się przyrządy pomocnicze do obserwa c ji obiektów słabych, jak spektrografy o bardzo światłosilnych kamerach, foto metry, kamery elektroniczne, czy wreszcie zwykłe kamery fotograficzne. System F3, po ulepszeniu receptorów i przyrządów pomocniczych, będzie nieodzowny w pracy astronoma. Wadą tego systemu jest stosunkowo małe pole wolne od błę dów optycznych, głównie komy, co silnie ogranicza stosowalność bezpośredniej fotografii czy metody prowadzenia teleskopu tzw. off-set. Lustro paraboliczne o światłosile F3 pozwala na uzyskanie obrazów o średnicy pół sekundy łuku, tylko w polu o rozmiarach 48 sekund łuku. Wprawdzie problem uzyskiwania du
żych pól, rzędu kilku stopni dla światłosilnych systemów został rozwiązany przez Schmidta, ale tzw. kamery Schmidta nie spełniają warunku uniwersalności. Poza tym aberracja chromatyczna płyty korekcyjnej nie pozwala na uzyskanie dobrej definicji obrazu w szerokim przedziale fal elektromagnetycznych, nie mówiąc ju ż o trudnościach związanych z wyszlifowaniem płyty korekcyjnej du żych rozmiarów. Inną wadą teleskopu Schmidta jest długość jego tubusa, dwu krotnie większa od ogniskowej. Trudności konstrukcyjne teleskopu Schmidta tak gwałtownie rosną z jego wymiarami, że nie przekracza się granicy 1,5 metra.
Powiększenie pola w'ognisku pierwotnym dużych teleskopów uzyskuje się przez wprowadzenie dodatkowego systemu, korygującego wady optyczne zwier
ciadła głównego poza osią. Taki system składa się z układu soczewek (np. typu Rosa). Niestety, wszystkie proponowane rozwiązania mają tę wadę, że usuwając np. komę wprowadzają jednocześnie aberracje chromatyczną i sferycz ną, które trzeba następnie minimalizować przez dalsze korekcje.
System Cassegraina F 8 —15 będzie prawdopodobnie w przyszłości najczę ściej eksploatowanym systemem optycznym, pod_ warunkiem, że będzie posiadał stosunkowo duże pole wolne od błędów optycznych. Zaletą tego systemu jest możliwość stosowania luster jako korektorów, a tym samym uwolnienie się od aberracji chromatycznej. Ze względu na dużą ogniskową, system F8—15 pozwo li na długie ekspozycje fotograficzne bez obawy szybkiego'zaczernienia tła, jak to ma miejsce w ognisku F3. To z kolei pozwoli na znaczne przekroczenie za
sięgu palómarskiego atlasu nieba. Szybkie spektrografy i czułe fotometry umie szczone w ognisku Cassegraina, nie obarczone tak silnie limitem gabarytowym jak w systemie Newtona, pozwolą na znacznie efektywniejsze wykorzystanie teleskopu. Obserwacje off-set, jakie będą tu często stosowane wymagają do broci obrazu w stosunkowo dużym polu.
♦Liczby 3,
9,
30 oznaczają skrótowo tzw. apreturę względną, czyli światłosiłę sy stemu, tzn. długość ogniskowej wyrażoną w jednostkach średnicy lustra. Teleskop o pięciometrowej średnicy lustra ma ogniskową 16,5 metra w ognisku F3, 3.Teleskopy typu Ritcheya-Chrótiena 127
Wreszcie system coudć F30 zawsze jeszcze będzie użyteczny do badań obiektów jasnych w maksymalnie dużej dyspersji.
Reasumując powyższe stwierdzamy, że warunki stawiane dużym teleskopom są następujące:
Możliwość obserwacji w ogniskach teleskopu o światłosile F3, F’8, F30. Ogniska F3 i F8 powinny mieć duże pole z dobrą definicją obrazu.
Odwzorowanie optyczne powinno być nie gorsze od zniekształceń spowodo wanych seeingiem, tzn. około pół sekundy łuku w ognisku Newtona i rzędu sekundy łuku w ognisku Cassegraina.
Teleskop powinien dawać możliwość obserwacji w najszerszym przedziale widmowym, tzn. od granicy przepuszczalności atmosfery w dalekim
UV,
aż do dalekiej podczerwieni. Jest to najtrudniejszy warunek do spełnienia, gdyż postuluje on konieczność zrezygnowania z soczewek korygujących sy stem, lub ich wymienność w zależności od aktualnie badanego zakresu wid mowego. Korekcyjny ukłąd soczewek powinien być łatwo usuwalny, gdy obserwuje się tylko na osi optycznej.Duży teleskop musi pracować w dobrym klimacie.
Wiele z tych postulatów spełnia układ optyczny zwany Ritchey-Chretien zaprojektowany niezależnie przez obu optyków w latach 1922—1924. Do opisu tego układu potrzebne będzie krótkie przypomnienie z optyki geometrycznej.
Optyka geometryczna została stworzona głównlfe dla potrzeb praktycznych, dla projektowania i rozwiązywania układów optycznych i służy jako narzędzie pracy dla instrumentalistów do chwili obecnej. Podstawy teoretyczne optyki geometrycznej zostały sformułowane przez Hamiltona w połowie XIX w. Najpro stszym przybliżeniem optyki geometrycznej jest tzw. optyka gaussowska; przy bliżenie często zupełnie wystarczające dla instrumentalistów. Optyka gaussow ska zajmuje się odwzorowaniem przez układ wiązek przyosiowych, tzn. takich, dla których przybliżenie sin
i ~
tgi
=i
jest wystarczające. W optyce gaussow skiej nieistotne są odchylenia powierzchni wyższych rzędów od sfery, gdyż od chylenia te ujawniają się dopiero na pewnych odległościach od osi optycznej. Wprowadzenie do analizy wiązek skośnych lub dużych apertur prowadzi do znacznych odchyleń od przybliżenia gaussowskiego, powszechnie znanych pod nazwą aberracji optycznych. Traktując rozwiązanie jakie daje optyka gaussow ska jako przybliżenie pierwszego rzędu, otrzymamy dla symetrycznych układów optycznych przybliżenia trzeciego, piątego i wyższych rzędów. W praktyce astronomicznej ograniczamy się przeważnie do przybliżenia trzeciego rzędu, aczkolwiek przy obliczaniu pewnych skomplikowanych układów korygujących uwzględniamy również przybliżenia piątego rzędu. Przybliżenia trzeciego rzędu znane są pod nazwą aberracji Seidela, od nazwiska astronoma niemieckiego, który w roku 1856 podał algebraiczne formuły na ich wyliczenie. Aberracje128
A. Stawikowski
Rys. 1. Schemat teleskopu
Seidela to dobrze znane nam aberracje sferyczne, koma, astygmatyzm, krzywi zna pola i dystorsja. K. S c h w a r z s c h i l d podał proste reguły na obliczenie tych aberracji za pomocą tzw. współczynników 6, C, D, F, które dla systemu dwu zwierciadeł (rys. 1) mają postać:
r n 1 1 C ~ D
= v S % ’
(1
) (2
) (3) (4)gdzie f, /„ f2 oznaczają odpowiednio ogniskowe układu, lustra głównego i wtór nego; d — odległość między lustrami; blt b7 są miarami asymetryczności zwier ciadeł. Ogólnie b = - e2, gdzie e jest ekscentrycznością powierzchni stożko wych. Jeżeli 2y jest aperturą lustra głównego, a 2u rozmiarami kątowymi pola jakie „w idzi” układ, to przybliżenia trzeciego stopnia mają następującą postać:
Bf2 y2 —podłużna aberracja sferyczna, — B • yl — kątowe rozmiary obrazu,
2
3Fy2 ^ — kątowa długość komy,
Z
T eleskopy typu R itcheya-C hritiena 129
2C f2(yr) — podłużny astygmatyzm,
2Cy j — obraz astygmatyczny w rozmiarach kątowych,
2C + 2D — najlepsza powierzchnia, na której tworzy się obraz astygmatycz ny.
Więcej szczegółów na ten temat znaleźć można w artykule G a s c o i g n e (1968).
Je ż e li układ dwu zwierciadeł ma być wolny od aberracji sferycznej, tzn.
B = 0, to z równania (1) wynika, że:
bt
= -1
;\
=Jf- +flS?
f ~ N
J e s t to klasyczny układ C asseg raina, w którym lustro główne je st parabo- loidą (6, = —1), a lustro wtórne je s t hiperboloidalne (6, < —1).
J e ż e l i układ dwu luster ma być aplamatyczny, tzn. nie posiadać komy i aberracji sferycznej B = F = 0, to z równań (1) i (2) wynikają warunki na kształt luster, przy z góry zadanej odległości d;