УДК 520.224.2+520.2.06
ШИРОКОУГОЛЬНЫЙ КОРРЕКТОР ДЛЯ ТЕЛЕСКОПА ГРЕГОРИ
© 2007 г. В. Ю. Теребиж
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 29.10.2005 г.; после доработки 07.07.2006 г.
Предложена схема линзового корректора для телескопа системы Грегори, обеспечивающая поле зрения субсекундного качества изображений с угловым диаметром около 3°. Корректор состоит из пяти линз, выполненных из одного материала (предпочтительно — плавленого кварца). Характерная особенность корректора обусловлена различным использованием центральной и краевой зон первой линзы, помещенной в выходном зрачке двухзеркальной системы. В качестве примера рассмотрен телескоп диаметром 6.5 м с относительным фокусным расстоянием ф = F/D ^ 1.9 и длиной 8.8 м. Главное и вторичное зеркала представляют собой эллипсоиды, близкие соответственно к параболоиду и сфере; в базовой конфигурации все поверхности линз корректора имеют сферическую форму. Для спектрального диапазона 0.35—0.90 мкм достигается качество изображений D80 ^ 0.25" на оси и D80 ^ 0.50" на краю поля диаметром 2.3°. Доля виньетированных лучей возрастает от центра поля зрения к его краю на 1.7%. Лишь немного худшие изображения дает сферический корректор для поля 2.4°. Асферизация некоторых поверхностей корректора позволяет достичь поля субсекундных изображений диаметром 3.0°.
PACS: 95.55.Fw
1. ВВЕДЕНИЕ
Недавние расчеты линзовых корректоров для больших телескопов позволили довести диаметр поля зрения субсекундного качества изображений до 3° в системе Кассегрена [1], в трехзеркальной системе Мерсенна—Шмидта [2—4] и в первичном фокусе гиперболического зеркала [5]. В двух первых случаях телескоп компактен, однако форма поверхностей линз и зеркал в нем весьма сложна. В третьем случае поля указанного выше размера удается достичь уже при всех сферических поверхностях линз, но длина телескопа нежелательно велика.
Система Грегори (в обеих ее версиях — классической, с параболическим главным зеркалом, и апланатической, с эллипсоидальными поверхностями обоих зеркал) обладает весьма привлекательным свойством: выходной зрачок в ней — не мнимый, как в системе Кассегрена, а действительный; обычно он расположен вблизи первичного фокуса. Это позволяет без дополнительной оптики разместить корректирующий элемент в выходном зрачке, обеспечивая тем самым эффективное исправление аберраций двухзеркальной системы. Казалось бы, реализации линзового корректора в системе Грегори препятствует наложение широких световых пучков вблизи первичного фокуса (рис. 1). Однако, как показано ниже, дополнительного виньетирования света удается избежать,
если в центре первой линзы корректора сделать отверстие, а остальную часть корректора разместить в области, примыкающей к главному зеркалу. В результате мы приходим к широкоугольной ката-диоптрической системе, сочетающей компактность с простотой оптических поверхностей. Поле зрения субсекундного качества с угловым диаметром около 2.5° обеспечивается в ней уже при всех сферических линзах корректора. Примечательно, что оптимальный сферический корректор для системы Грегори по сути дела повторяет форму корректора, предложенного нами для одиночного гиперболического зеркала. Последующая асферизация некоторых поверхностей корректора позволяет достичь поля диаметром около 3°.
В настоящей статье схема корректора обсуждается на примере телескопа с главным зеркалом диаметром 6.5 м и фокальным отношением ф = = F/D ~ 1.9. Эффективное фокусное расстояние телескопа F ~ 12.4 м, что позволяет согласовать разрешающие способности оптики и приемника света. Корректор состоит из пяти линз, выполненных из одного, фактически произвольного материала. При использовании плавленого кварца и простейшего покрытия в виде слоя MgF2 коэффициент пропускания света в телескопе составляет 70%. Окну детектора придается оптическая сила, поле
4
=г \
3
Layout
Telescope 6.5 m F/1.9 2.3 deg: basic spherical model Total length: 8797 31000 mm
Рис. 1. Оптическая схема телескопа диаметром 6.5 м со сферическим базовым корректором. Номера поверхностей соответствуют табл. 2.
_Layout_
Telescope 6.5 m F/1.9 2.3 deg: basic spherical model Total length: 2714 34149 mm
Рис. 2. Оптическая схема базового корректора. Номера линз соответствуют табл. 2. Последним элементом является окно детектора.
слегка искривлено, что допустимо, учитывая его линейный размер ^0.5 м.
2. БАЗОВАЯ СИСТЕМА ТЕЛЕСКОПА ДИАМЕТРОМ 6.5 м
В базовой конфигурации телескопа (рис. 1 и 2) главное и вторичное зеркала представляют собой
простые эллипсоиды, а поверхности линз корректора имеют сферическую форму. Общие характеристики телескопа для случая, когда диаметр поля зрения составляет 2.3°, указаны в табл. 1, параметры его оптической схемы даны в табл. 2. При описании оптической схемы мы ввели для удобства фиктивную поверхность 5, расположенную вблизи параксиального первичного фокуса.
Рис. 3 и 4 иллюстрируют качество изображе-
0 deg 0.30 deg 0.60 deg 0.90 deg 1.15 deg
Config 1
0 6
Config 2
4
Config 3
iAi
Configuration matrix spot diagram
Telescope 6.5 m F/1.9 2.3 Deg: basic spherical model
Unis are microns
Box width: 60 Reference: centroid
Рис. 3. Точечные диаграммы для телескопа диаметром 6.5 м со сферическим базовым корректором при полевых углах 0, 0.3о, 0.6о, 0.9о и 1.15°. Столбцы отвечают диапазонам спектра 0.35—0.45, 0.54—0.66 и 0.70—0.90 мкм. Стороны квадратов соответствуют 1" (60 мкм).
Diff limit 0.60 deg
Radius from centroid in microns
_Fft diffraction encircled energy_
Telescope 6.5 m F/1.9 2.3 Deg: basic spherical model Wavelength: polychromatic
Рис. 4. Интегральное распределение энергии вдоль радиуса в изображении звезды для телескопа с базовым корректором в спектральном диапазоне 0.54—0.66 мкм при полевых углах 0, 0.3°, 0.6°, 0.9° и 1.15°. Показано распределение энергии при дифракционном качестве изображений, а также уровень 80% и соответствующее ему максимальное значение радиуса, выраженное в мкм и сек. дуги.
ний в базовой системе при расчетном поле 2.3°. Для спектрального диапазона 0.35—0.90 мкм диаметр круга, в пределах которого содержится 80% энергии звездных изображений (обозначаемый, как обычно, через Б80), изменяется примерно от 0.25"
в центральной области поля зрения до 0.50" на его краю. Линейный коэффициент центрального экранирования света для базовой системы п = 0.51, так что ее эффективный диаметр составляет 5.6 м.
Рис. 5. Точечные диаграммы для телескопа диаметром 6.5 м со сферическим корректором при полевых углах 0, 0.3о, 0.6о, 0.9о и 1.2о. Столбцы отвечают диапазонам спектра 0.35—0.45, 0.54—0.66 и 0.70—0.90 мкм. Стороны квадратов соответствуют 1" (60 мкм).
Config 1 Config 2 Config 3
0 deg SB ♦ * ♦
0.3 deg ¿s #
0.6 deg Щ g
0.9 deg ■д. Jm. .•ЙфКк
1.2 deg Surface : Ima +++{iy++ ..ж, „Ж,
Configuration matrix spot diagram
Telescope 6.5 m Unis are microns Box width: 60 F/1.9 2.4 Deg: spherical corrector Reference: centroid
Доля виньетированных лучей возрастает от центра поля зрения к его краю менее чем на 2%.
Относительное фокусное расстояние главного зеркала ф\ = F/D ~ 0.92, у вторичного зеркала ф2 = 0.56. Для сравнения приведем значения относительного фокусного расстояния трех зеркал LSST (Large Synoptic Survey Telescope) согласно [6]: 1.057, 0.914 и 0.774 при световом диаметре соответственно 8.40, 3.37 и 5.44 м. Форма зеркал LSST описывается асфериками 6—10 порядков, причем вторичное зеркало — выпуклое. Главные зеркала LBT (Large Binocular Telescope) диаметром 8.4 м имеют ф\ = 1.14 [7, 8]. Как видно, изготовление монолитного главного зеркала обсуждаемой здесь системы не должно вызвать особых затруднений, но светосила вторичного зеркала представляется опасно высокой. Нужно, однако, учитывать, что поверхности обоих зеркал имеют форму вогнутых эллипсоидов, контроль которых в процессе изготовления осуществляется давно известным и надежным способом. Другой аспект обсуждаемого вопроса связан с тем, что сейчас во многих телескопах, включая и LBT, вторичные зеркала входят в систему активной оптики. Поверхность этих зеркал заданным образом изменяется под действием совокупности актюаторов, и в каждый момент времени имеет сложную форму. По этой причине исходная форма вторичного зеркала в активной системе не обязана следовать точному
расчету. Далее, известно, что достижение высокой светосилы сильно упрощается при использовании мозаичной технологии производства зеркал (см., например, [9, 10]). Заметим, наконец, что светосила вторичного зеркала зависит от ряда общих характеристик телескопа, и при необходимости эти характеристики можно изначально задать таким образом, чтобы привести значение ф2 к желаемому на практике диапазону. Все сказанное позволяет надеяться, что изготовление вторичного зеркала предлагаемой системы находится в пределах современных технологических возможностей.
Выбор диаметра апертуры и общих характеристик телескопа во многом диктовался условием, чтобы диаметр первой линзы корректора Ы (рис. 2) не превосходил 1.5 м (диаметр первой линзы корректора LSST составляет 1.34 м). В центральной части линзы L1 следует сделать конусовидное отверстие для прохождения светового пучка, отраженного главным зеркалом. Вообще говоря, отверстие можно и не делать, допуская двойное прохождение света через линзу L1, но качество изображений в оптимизированной при этом условии системе оказывается не столь высоким.
Обратим внимание на то обстоятельство, что размеры линз близки к таковым для корректора в прямом фокусе одиночного гиперболического зеркала диаметром 4 м [5]. Таким образом, применение корректора с линзами из фиксированного диапазона размеров в системе Грегори позволяет суще-
Таблица 1. Общие характеристики базовой системы 6.5-м телескопа при поле 2.3°
Параметр Спектральный диапазон, мкм
0.35-0.45 0.54-0.66 0.70-0.90
Эффективное фокусное расстояние, мм 12370.7 12368.9 12367.8
Масштаб, мкм/сек.дуги 59.97 59.97 59.96
Относительное фокусное расстояни
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.