Зеркальные системы телескопов

Полностью свободны от хроматической аберрации зеркальные системы (телескоп-рефлектор), так как лучи всех длин волн отражаются одинаково. [c.358]

ЗЕРКАЛЬНЫЕ СИСТЕМЫ ТЕЛЕСКОПОВ [c.212]

ЗЕРКАЛЬНЫЕ СИСТЕМЫ ТЕЛЕСКОПОВ [ГЛ. 7 [c.214]

ЗЕРКАЛЬНЫЕ системы телескопов [гл. 7 [c.232]

ЗЕРКАЛЬНЫЕ СИСТЕМЫ ТЕЛЕСКОПОВ [Гл. 1 [c.256]

Большинство современных рентгеновских телескопов имеют совмещенные зеркальные системы первого рода (рис. 5.24, а), состоящие из 2—10 пар зеркал с относительной длиной L F — = 0,1- 0,2. [c.191]

Более реально использовать модульную схему телескопа, в которой общая эффективная площадь складывается из площадей отдельных модулей с параллельными оптическими осями, которые представляют собой телескопы с собственной зеркальной системой и детектирующим устройством, а сигналы обрабатываются общим электронным устройством. Преимуществом такой схемы является также возможность специализировать некоторые модули для решения задач фотометрии, спектроскопии и поляриметрии в различных участках спектра. [c.199]

В схемах рис. 5.29, б, в выпуклые или вогнутые зеркала дают спектральное изображение с увеличением, необходимым для согласования высокого разрешения зеркальной системы с конечным размером ячеек детектора без увеличения физических размеров телескопа. Наиболее перспективные в настоящее время ПЗС-детекторы имеют ячейки размером порядка 20—30 мкм, поэтому для получения разрешения, скажем, 0,5" требуется фокусное расстояние 12 м. Одним из возможных решений является дополнительное увеличение масштаба изображения о помощью зеркального микроскопа, устанавливаемого за фокальной плоскостью телескопа, однако это ухудшает разрешение вследствие большой кривизны поля, увеличивает размеры и усложняет юстировку системы. В противоположность этому дополнительные зеркала с МСП, работающие вблизи нормального падения, могут даже снизить уровень аберраций. [c.206]

Влияние аберраций зеркальной системы на разрешение телескопа-спектрометра с дифракционной решеткой [c.279]

Третья разновидность простой зеркальной системы содержит, кроме главного параболического зеркала, еще вторичное плоское, перпендикулярное к оптической оси главного зеркала (рис. 7.1, г). Это вторичное зеркало отражает пучок лучей в обратном, направлении и они собираются позади тыльной стороны главного зер-ка.1а, проходя через центральное отверстие в нем. Такой телескоп иногда называют кольцевым телескопом. Как мы увидим дальше, он может рассматриваться как [c.215]

К линзовым корректорам рефлекторов тесно примыкают преобразователи фокусного расстояния. В то время как корректор является системой почти афокальной, предназначенной лишь для исправления аберраций зеркальной системы, преобразователь фокусного расстояния служит для существенного изменения относительного отверстия телескопа в ту или другую сторону. Начнем с преобразователей, удлиняющих фокусное расстояние объектива телескопа. [c.254]

ЗЕРКАЛЬНО-ЛИНЗОВЫЕ СИСТЕМЫ ТЕЛЕСКОПОВ [c.262]

ЗЕРКАЛЬНО-ЛИНЗОВЫЕ СИСТЕМЫ ТЕЛЕСКОПОВ [ГЛ 8 [c.266]

В табл. 5.1 приведены данные о некоторых из запущенных на орбиту или разрабатываемых в настоящее время зеркальных рентгеновских телескопах высокого разрешения. Первые два телескопа, предназначенные для исследования рентгеновского излучения Солнца, были установлены в 1973 г. на американской орбитальной станции Скайлэб (эксперименты 5-054 и 5-056). Зеркальная система телескопа 5-054 состояла из двух совмещенных пар металлических зеркал параболоид—гиперболоид , изготовленных методом прямой полировки [71]. Объектив телескопа 5-056 был изготовлен из плавленого кварца [77]. Регистрация изображений Солнца в обоих телескопах проводилась на фотопленку. Спектральный диапазон определялся коэффициентами отражения зеркал и фильтрами. В телескопе 5-054 с помощью объективной дифракционной решетки регистрировались также изображения Солнца в различных спектральных линиях. В экспериментах на станции Скайлэб было получено несколько десятков тысяч рентгеновских снимков Солнца в различных стадиях его активности, которые дали огромный материал для исследования происходящих на Солнце физических процессов. [c.196]

ЮТСЯ приборами того же класса, что и телескоп обсерватории им. Эйнштейна. Зеркала телескопа ЭКСОСАТ были изготовлены с помощью репликовой технологии и имеют очень малую массу — 7 кг, в отличие от зеркальной системы телескопа обсерватории ИМ. Эйнштейна (л 400 кг). Качество системы достаточно высоко диаметр фокального пятна, соответствующий 50 % отраженной энергии, менее 10", рассеяние не превышает 8 % для квантов с энергией 1,5 кэВ при угле скольжения 1,7° [52, 35]. Чувствительность этого телескопа ненамного уступает чувствительности телескопа обсерватории им. Эйнштейна благодаря низкому космическому фону и большому времени наблюдений (Г 3-10 с) на высокоапогейной орбите спутника (Л л [c.198]

Зеркальная система телескопа РОСАТ состоит из четырех пар параболоид—гиперболоид диаметром от 83 до 37 см, изготавливаемых из кварцевой керамики зеродур методом прямой полировки [75]. Предполагается, что качество полировки будет вышё, чем у телескопа обсерватории им. Эйнштейна 80 % всей энергии [c.198]

Наиболее широкое применение зеркальные системы скользящего падения нашли в рентгеновской астрономии для исследований излучения космических источников в мягкой рентгеновской области спектра 0,1-—10 кэВ. В 1960 г. Джаккони и Росси [39] выдвинули идею повышения отношения сигнал— шум в счетчиковых рентгеновских телескопах с помощью параболических концентраторов излучения. Они первыми предложили также принцип совмещения нескольких соосных зеркал с общим фокусом для увеличения общей эффективной площади телескопа. Спутниковые телескопы с параболическими концентраторами появились в конце 1960-х — начале 1970-х годов (САС-3 [70], ОАО Коперник [19], АНС [18], РТ-4 [4]). Их зеркала изготавливались из металла по относительно простой технологии, точ- [c.194]

В 1979 г. была выведена на орбиту американская астрофизическая обсерватория НЕАО-2 им. Эйнштейна, на которой был установлен самый большой до настоящего времени зеркальный рентгеновский телескоп высокого разрешения, работавший в области спектра 0,1—4 кэВ [8]. Оптическая система этого телескопа [c.196]

Для обычных материалов критические углы быстро уменьшаются при Е > 2—3 кэВ, поэтому эффективная площадь телескопов скользящего падения в рассматриваемой области оказывается очень малой. Применяя МСП для покрытия зеркал, в обычных конфигурациях телескопов с характерными углами скольжения 1—3° можно получить коэффициенты отражения 30—50 %. Проект телескопа скользящего падения с использованием МСП рассматривался в качестве одного из вариантов проекта ЛАМАР для станции Спейслэб [23]. Зеркальная система этого телескопа включает 10 пар параболоид—гиперболоид с фокусным расстоянием 3,6 м и диаметрами от 90 до 30 см. Используя зеркала длиной 36 см о обычными покрытиями (четыре внешних пары — никель, остальные — золото), можно получить в области Е < < 1 кэВ эффективную площадь более 1000 см , а в области 6,7 кэВ — всего 15 см . Если четыре внешние пары зеркал покрыть МСП (14—16 слоев Аи—С с периодами от 1,6 до 2,2 нм в зависимости от угла скольжения) и затем тонким (15 нм) слоем никеля, то в области 6,7 кэВ можно получить коэффициенты отражения 38—51 % и эффективную площадь 150 см , сохранив ее прежней в длинноволновой части спектра. Ширина спектрального интервала в области линий железа составляет около 0,4 кэВ, и может быть достигнуто угловое разрешение 20" в поле зрения 20. Расчеты показывают возможность создания таким путем телескопов и на более жесткую область спектра 15—25 кэВ, при этом углы скольжения уменьшаются до 0,5°. [c.205]

В работе [45] приведены расчеты характеристик телескопов, имеющих зеркальные системы скользящего падения типа вольтеровской первого рода, аналогичной использованной в телескопе 8-056 станции Скайлэб (D = 24 см, Р = 190 см), и типа систем Вольтера—Шварцшильда (два совмещенных объектива с Э = = 37,4 си, О = 33 см и 7 = 128 см) с дополнительными зеркалами с МСП. Рассматривались зеркала с МСП вогнутой эллиптической или выпуклой гиперболической или сферической формы. Во всех случаях при коэффициенте дополнительного увеличения 2—6 разрешение в поле зрения 10—15 оказалось лучше 1", при этом эллиптическое и гиперболическое зеркала дают на оптической оси идеальное изображение, сферическое — с разрешением 0,2— 0,6". По данной схеме в космическом центре им. Маршалла (США) разработан ракетный телескоп для исследования Солнца, в котором используются указанный выше объектив Вольтера—Шварц- [c.206]

Рассмотрим теперь, как влияют аберрации зеркальной системы на спектральное разрешение бесщелевых телескопов-спектрометров. Кроме уже рассматривавшейся схемы спектрометра с решеткой, устанавливаемой в сходящемся пучке, существует другая схема, в которой решетка устанавливается в параллельном пучке перед объективом телескопа (так называемая схема с объективной решеткой). В отличие от первой схемы здесь могут использоваться классические плоские решетки с регулярными прямолинейными штрихами, которые лучше всего согласуются с оптикой типа Киркпатрика—Баеза (рис. 7.14). В качестве объективных могут служить решетки как в обычной, так и во внеплоскостной схеме освещения. [c.279]

Возбуждение эмиссионного спектра аэрозолей осуществляется электроионизационным СОг-лазером, представляющим собой модифицированный вариант разработки [15] в малогабаритном транспортируемом исполнении. Максимальная энергия в импульсе генерации лазера достигает 500 Дж длительность главного пика генерации на полувысоте и длительность заднего фронта равны соответственно 0,3 и 1,5 мкс диаметр пучка ПО мм. Перед выходом в атмосферу лазерный пучок формируется оптической зеркальной системой Кассегрена с диаметром большого зеркала 2/ о=500 мм (парабола) и малого 2/ 2=И0 мм (гипербола). Перестройка фокусного расстояния в диапазоне fo=50- 250 м, определяющая дальность зондирования, производится перемещением малого зеркала. Сканирование по углу места осуществляется поворотом телескопа относительно горизонтальной оси, совмещенной с оптической осью лазерного пучка и центром поворотного [c.198]

Возбуждение эмиссионного спектра аэрозолей осуществляется электроионизационным СОг-лазером, представляющим собой модифицированный вариант разработки [32] в малогабаритном транспортируемом исполнении. Максимальная энергия в импульсе генерации лазера достигает 500 Дж длительность главного пика генерации на полувысоте и длительность заднего фронта равны соответственно 0,3 и 1,5 мкс диаметр пучка ПО мм. Перед выходом в атмосферу лазерный пучок формируется оптической зеркальной системой Кассегрена с диаметром большого зеркала 2/ о = 500 мм (парабола) и малого 2/ 2=1Ю мм (гипербола). Перестройка фокусного расстояния в диапазоне Ро = 50... 250 м, определяющая дальность зондирования, производится перемещением малого зеркала. Сканирование по углу места осуществляется поворотом телескопа относительно горизонтальной оси, совмещенной с оптической осью лазерного пучка и центром поворотного зеркала телескопа. Пространственное разрешение определяется протяженностью области наибольшей перетяжки каустики сфокусированного пучка и степенью превышения плотности энергии в указанной области над пороговой плотностью энергии низкопорогового пробоя на частицах аэрозоля (гг пр=Ю... 15 Дж/см ) и составляет 5.. . 25 м. Телескоп Кассегрена одновременно служит для приема свечения лазерной искры, что автоматически обеспечивает согласование приемопередающего тракта лидара. [c.100]

Камера Шмидта и менисковые системы Максутова. Придание отражающей поверхности главного зеркала телескопа параболической формы, а также использование в качестве вспомогательных эллиптических и гиперболических зеркал устраняет сферическую аберрацию, но сохраняет все прочие геометрические аберрации, так как геометрические фокусы параболоида, эллипсоида и гиперболоида являются только анаберрационными, но не апланатическими точками. Зеркальным объективам телескопов всегда свойственны значительные аберрации комы и астигматизма. Вследствие этого поле зрения, где получаются четкие изображения, у этих приборов невелш о и измеряется минутами, а в лучших случаях — десятками минут. В 1930 г. Б. Шмидт, сотрудник Гамбургской обсерватории в Бергедорфе, предложил новый тип телескопа, получивший название камеры Шмидта. Короткофокусная камера Шмидта с относительным отверстием Dlf = 1 может давать резкие изображения при поле зрения 25°. Параболическое же зеркало при таком же относительном отверстии может иметь полезное поле зрения, измеряемое только несколькими дуговыми минутами. [c.177]

Обычно оптическая система содержит несколько линз или зеркал или и линз и зеркал. Линзовая оптическая система называется диоптрической, а телескопы, имеющие тольио линзы,— рефракторами. Чисто зеркальная система называется катоптрической, а зеркальные телескопы — рефлекторами. Смешанная оптическая система, содержащая и линзы в зеркала, называется катадиоптрической, а соответствующие телескопы — эеркально-линзовыми. К последним относятся камеры Шмидта, менисковые системы Максутова и ряд других систем. Строгости ради, следует указать, что все современные рефлекторы содержат вспомогательные линзовые элементы, улучшающие качество изображения, по так как размер их много меньше размера главного зеркала, то такие системы принято относить все же к катоптрическим. [c.11]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...