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折反射望遠鏡
便于校正軸外像差的望遠鏡
折反射望遠鏡是將折射系統(tǒng)與反射系統(tǒng)相結(jié)合的一種光學系統(tǒng)，它的物鏡既包含透鏡又包含反射鏡，天體的光線要同時受到折射和反射。這種系統(tǒng)的特點是便于校正軸外像差。以球面鏡為基礎，加入適當?shù)恼凵湓靡孕Ｕ虿睿靡匀〉昧己玫墓鈱W質(zhì)量。應用最廣泛的有施密特望遠鏡（美國Meade12"LX200SC），施密特-卡塞格林系統(tǒng)（南京天儀中心的KP300S），馬克蘇托夫與馬克蘇托夫-卡塞格林望遠鏡（南京御夫天文科教儀器廠生產(chǎn)的Φ160mm等系列）四種類型。
基本信息
| 中文名 | 折反射望遠鏡 |
| 性質(zhì) | 光學系統(tǒng) |
| 應用 | 施密特望遠鏡等 |
| 最早出現(xiàn) | 1814年 |
| 特點 | 便于校正軸外像差 |
產(chǎn)品簡介
折反射望遠鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經(jīng)成了天文觀測的重要工具。
折反射望遠鏡
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
這種望遠鏡的特點是：光力強和可見天空區(qū)域大。因而可以看到很暗的天體，特別適合于對流星，彗星，星云的觀測和大范圍的巡天照相。經(jīng)常使用的折反射望遠鏡有：施密特望遠鏡，馬克蘇托夫望遠鏡。
由于折反射望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優(yōu)點，非常適合業(yè)余的天文觀測和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
構(gòu)造原理
一、折反射望遠鏡與遮光系統(tǒng)。
外鏡筒可提供望遠鏡組適當?shù)恼诒危艚^光線直接照射主反射鏡與次反射鏡，使得雜散光的來源主要限制于來自小角度的光源直射與散射雜光，因為光學系統(tǒng)仍然存在著設計視角值之外光源直射的問題。如前所述，這些視角外的光線并未受到主、次反射鏡之作用，便直接由主反射鏡中央缺孔穿插而過，而直接抵達焦平面。此時消除光源直射效應最有效的方法便是增加擋光板，直接阻擋這些直射的光線，在此擋光舵板可充分發(fā)揮其抑制雜散光的功能，特別是對于光源在較大離軸角度所產(chǎn)生的散射雜光，在增加擋光舵板后可降低一到三個級數(shù)的雜散光能量。
折反射望遠鏡
二、特征光束之光束覓跡圖。
擋光板的尺寸與位置除了要考慮其抑制雜散光的效能外，也要考慮其系統(tǒng)成像品質(zhì)的影響，過多的遮蔽會使得系統(tǒng)入光量降低而減低成像對比度，若系統(tǒng)視角受到阻隔則會有成像平面能量分布不均勻的情況。一般而言，主反射鏡中央缺孔延伸而出的稱之為主擋光板、環(huán)繞于次反射鏡周邊的則稱為次擋光板。值得注意的是設計時主擋光板不可阻擋到由主反射鏡反射至次反射鏡的光線，或者是由次反射鏡反射的成像光線；而次擋光板是不可阻擋到主反射鏡反射至次反射鏡的光線，并且要能確定其中央遮蔽率足夠大，以避免次擋光板之邊緣在焦平面成像。
擋光板的位置、形狀尺寸、開口大小關系到光學設計及感測器，在做法上可以先行利用軸上入射光束的初階計算出擋光板需要的預留長度，并當成初始設計值。接著再根據(jù)光學系統(tǒng)的視角與感測器規(guī)格，配合特徵光線的光束追蹤，如主反射鏡最邊緣所入射的光線與恰好通過次擋光板邊緣的入射光線來檢視次擋光板與主擋光板的輪廓，，并估計組裝與制作公差以決定正確尺寸。
折反射望遠鏡基本結(jié)構(gòu)
三、增加擋光板前后系統(tǒng)PST的比較。
決定擋光板之后即可利用PST(point source transmittance)來評估擋光板的效能。PST是一般最常被使用來評估光機系統(tǒng)雜散光特性的方法。
簡單來說，是討論光源在進入系統(tǒng)時之能量以及最后落于焦平面上之能量比例，這可以將整個光機系統(tǒng)的雜散光資訊匯整成一個單一的數(shù)據(jù)，以利系統(tǒng)間的相互比較。
藉由PST曲線可以清楚的比較裝置擋光板前后的雜散光比例差異，與內(nèi)部擋光板阻擋直射光源的功用。紅色曲線為未增加主次擋光板時所獲得的雜散光比例，很明顯的在原本會有光源直射現(xiàn)象的角度區(qū)間內(nèi)，雜散光的比例可獲得有效的抑制，以10度入射時的峰值為例，PST由原先的1.8%被抑制至5.19×10?3%。
因此主次擋光板可如預期的阻擋直射光源進入望遠鏡組之后端組件。另外，值得注意的是在4°–5°區(qū)間內(nèi)，PST值卻不如預期，不降反升。清各個雜散光路徑后，發(fā)現(xiàn)此時主擋光板反而是誘發(fā)雜散光的關鍵機構(gòu)，這表示在制造檔光板以及結(jié)構(gòu)表面黑化處理時必須更加注重其表面之散射特性(BSDF)，以防止光線經(jīng)由主擋光板被反射至焦平面。
外鏡筒與主次鏡擋光板是最典型的望遠鏡系統(tǒng)遮光系統(tǒng)，提供了增加遮光系統(tǒng)前后的比較，希望能給光學或是光機設計者一個參考，以了解遮光系統(tǒng)的重要性。
主要功能
一、必須能排除光源直射效應，防止望遠鏡組中的主反射鏡、次反射鏡與后端的修正鏡組受到視角外光源，如日光的直接照射。
二、阻隔視角外或是未遵循設計光路徑，直接由主反射鏡中央缺孔穿插而過的光線。
三、減少系統(tǒng)內(nèi)的散射雜光(scatter stray light)，或是主反射鏡與次反射鏡之間的二次反射(double pass)光線焦平面成像。
四、規(guī)范望遠鏡組的可視范圍。依據(jù)上述條件，遮光系統(tǒng)可分類為外鏡筒(sun-shield)、位于主反射鏡中央缺孔的主擋光板(primary baffle)、環(huán)繞于次反射鏡周邊的次擋光板(secondary baffle)，另有位于各遮光元件與機構(gòu)上防止結(jié)構(gòu)表面散射雜光的次結(jié)構(gòu)，稱之為擋光舵板。
優(yōu)缺點
研究發(fā)展
大口徑反射望遠鏡在觀測天空時，總免不了出現(xiàn)較大像差，只有中心很小的部分能取得較好的觀測效果。也就是所觀測到高清晰度的天區(qū)范圍變小了。為解決這個缺陷，德籍俄國光學家施密特(1879-1935年)發(fā)明了新型望遠鏡以克服這個缺點。人們稱之為施密特望遠鏡。
施密特早年為做實驗，曾將火藥塞在一根鋼管里點燃，不小心炸掉了他的右手和前臂。所以，他在磨制鏡面時只能用一只胳膊頑強地工作。1930年他制作了一臺折反射望遠鏡，這種望遠鏡的制作是介乎反射望遠鏡和折射望遠鏡兩者之間的折衷方案，取二者之長，克服二者之短。施密特選用凹球面作主鏡，為克服主鏡成像時產(chǎn)生的球差，它加了一塊“改正透鏡”，外形奇特，中間厚兩邊薄。改正透鏡的作用是當光線透過后，光線折射恰好能補償射鏡產(chǎn)生的各種像差，使望遠鏡獲得更大、更清晰的視場。用這種望遠鏡進行天體攝影，可獲得大面積天區(qū)照片，被人們譽為“巡天警察”。目前，世界上最大的施密特望遠鏡，是安放在德國圖林根陶登堡史瓦西天文臺內(nèi)，它的主鏡為200厘米，改正鏡口徑為134厘米，視場3．4°×3．4°。
由于施密特望遠鏡中改正鏡形狀奇特，磨制過程非常困難。為了簡化改正鏡形狀，1940年初，前蘇聯(lián)光學家馬克蘇托夫發(fā)明了一種新型折反射望遠鏡，被稱為馬克蘇托夫望遠鏡。這種望遠鏡與施密特望遠鏡原理一樣，只是副鏡是由一個特殊的月牙狀透鏡代替，又稱彎月形改正透鏡。改正鏡是磨制球面的，只要適當?shù)?a class="dict" href="/azgame/od2747207.html">選擇透鏡兩面的曲率和厚度，可以使彎月鏡產(chǎn)生足以補償凹面鏡的像差。目前，世界上最大的馬克蘇托夫望遠鏡，安裝在俄羅斯阿巴斯圖曼尼天文臺，它的主鏡口徑為98厘米，焦距210厘米，改正鏡口經(jīng)為70厘米。
望遠鏡口徑越磨制越大，但是隨著口徑的增大，制作起來也越來越困難，近年來隨著計算機在望遠鏡上的應用，1979年人們又產(chǎn)生了多面鏡組合成反射望遠鏡的新思路。目前，第一架組合式望遠鏡，它是由6臺口徑為1．8米卡塞格林式望遠鏡組合成的，它們由計算機控制鏡面姿態(tài)，組合成光力相當于單面主鏡口徑為4．5米的反射望遠鏡。這架新一代望遠鏡安裝在美國麻省威廉斯敦麥迪遜霍普金斯天文臺。歐洲南方天文臺的科學家們最近在智利安第斯山脈中的錫拉天文臺成功地安裝了一臺新一代望遠鏡——新技術天文望遠鏡(簡稱NIT)，因為它具有簡易、輕便、造價低及高效等優(yōu)點，所以受到人們的青睞。NTT成功的關鍵是應用了主動光學部件，在觀測中，由敏感元件和計算機控制馬達組成的系統(tǒng)能自動分析、調(diào)節(jié)主鏡形狀以及副鏡位置。它還能連續(xù)地自我監(jiān)測，以便將整個鏡面放在最佳狀態(tài)。NIT還采用了一種新系統(tǒng)，該系統(tǒng)可把望遠鏡像差在來自參考源點的像中譯成可測位移，這樣，計算機圖像分析器就可跟蹤錯誤光路，再返回主鏡，計算出需要的改正量，并將其加到正確的光路上。
NIT使用了焦比為f/2．2的R-C主鏡。投在主鏡上的光先被反射到一個88厘米的R-C副鏡上，再反射到可動的45°平面反射鏡上，此平面鏡將光偏轉(zhuǎn)到位于赤緯軸兩端的兩個第二卡焦之一上。與其他同類大小的望遠鏡不同，NIT沒有卡塞格林焦點，其主鏡為3.56米，可以將恒星百分之八十的星光會聚到大小僅0.096弧秒的點內(nèi)。NIT的120噸地平裝置和250噸建筑一起繞一個直徑7米的轉(zhuǎn)子軸承轉(zhuǎn)動。為確保望遠鏡及其外殼產(chǎn)生的熱不降低視寧度，觀測室是被冷卻的，空調(diào)機也在不斷將望遠鏡及觀測室調(diào)至觀測夜的環(huán)境溫度。
為方便觀測，歐洲南方天文臺還于1987年在錫拉與總部慕尼黑附近的加琛之間設置了一條衛(wèi)星通信線路，以實現(xiàn)遠距離遙控觀測。只要30秒就可傳輸一個未處理的電視圖像，以便天文學家們能迅速從事分析研究。NIT自1997試用以來，打破了所有天文觀測記錄，已獲得了幾百個圖像，分辨率達0.7弧秒到0.3弧秒。可以想象其發(fā)展前途將是可觀的。
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