Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Мaксутов Д.Д. -> "Астрономическая оптика" -> 123

Астрономическая оптика - Мaксутов Д.Д.

Maксутов Д.Д. Астрономическая оптика — М.: Наука, 1979. — 395 c.
Скачать (прямая ссылка): astronomicheskayaoptika1979.djv
Предыдущая << 1 .. 117 118 119 120 121 122 < 123 > 124 125 126 127 128 129 .. 145 >> Следующая

При малых отверстиях* D диафрагмы можно пользоваться формулами для параксиальных пучков, поэтому
F1C1 = FC = /0 = ~y > (420)
откуда
OF1^=OF~'y = f0, (421)
т. е. кривизна поля равна оптической силе ср=1// системы.
Так как главные лучи пучков, образующих изображения на кривом поле FtF, падают нормально к поверхности этого поля и так как расстояния FXCX постоянны и независимы от величины угла w, то освещенность на экране FXF будет падать пропорционально не cos4 w} как это имеет место в фотокамерах с плоской пластин-
328
кой, а пропорционально cos w, т. е. по тому же закону, по которому изменяется площадь сечения действующих наклонных пучков.
Хотя размеры зеркала А могут быть очень велики — в пределе это может быть полусфера, — относительное отверстие системы определяется не диаметром зеркала, а диаметром D диафрагмы, и равно A=D/f=D/(R/2).
|Пока диаметр D мал, сферическая аберрация не дает себя чувствовать. Мы можем увеличить диаметр D до такой величины, при которой система может еще называться первоклассной фотографической системой. Табл. 39 дает значения предельных диаметров и светосил таких систем.
Так как таблица составлена для очень жесткого условия: P^nin—15 мкм, то в действительности можно несколько переступить через границы, указанные в таблице, и допустить, например, для D=20Q относительное отверстие около 1 : 5. А такая фотографическая камера уже представляет собой значительный практический интерес для астрофотографии. Приходится удивляться, почему до сих пор не нашли широкого применения такие простейшие и в высшей степени совершенные астрографы, как изображенный на схеме рис. 138; действительно, при Z>=200 и А = 1 : 5 он будет рисовать изображения звезд на выпуклом поле FXF в виде кружков с поперечником около 0.06 мм при полном отсутствии комы, астигматизма и, конечно, хроматизма; длина инструмента, вдвое превышающая его фокусное расстояние, будет равна 2 м; зеркало должно иметь диаметр несколько больше 200 мм, чтобы избежать виньетирования для наклонных пучков; определение диаметра зеркала как функции угла w, а также определение потерь на экранирование не должны представить никаких затруднений для читателя.
Таким образом, простое сферическое зеркало путем правильного расположения диафрагмы с входным отверстием может быть превращено в исключительно ценный и крайне дешевый астро-графический инструмент достаточной светосилы.
С целью повысить эту светосилу и осуществить сверхсветосильные камеры Шмидт и ввел свою деформированную пластину, расположив ее в точности на месте входной диафрагмы D рис. 138; поэтому система Шмидта сохранила за собой ценные аберрационные свойства сферического зеркала с диафрагмой в плоскости центра кривизны и оказалась свободной от главного недостатка сферического зеркала — его сферической аберрации. Но в то время как схема рис. 138 абсолютно свободна от хроматизма, комы и астигматизма, система Шмидта свободна от них лишь в первом приближении.
Действительно, асферическая пластина вносит и сферохрома-тическую аберрацию, и кому, и астигматизм высших порядков; впрочем, эти остаточные аберрации сравнительно малы.
Деформированная (асферическая) пластина системы Шмидта представлена в утрированном виде на рис. 139 в следующих
329'
четырех оформлениях: 1) /? = оо, при этом ближайшая сфера, обозначенная во всех случаях пунктиром, оказывается вогнутой (а); 2) ближайшая сфера обращена в плоскость {б)\ 3) ближайшая сфера выпуклая; во всех случаях асферичность 6^ах удовлетворяет условию (418) (в); 4) асферичность распределена между двумя поверхностями так, что сумма асферичностей обеих поверхностей равна 6^ах (г); последний способ, при больших затратах времени и труда, позволяет осуществлять системы большей светосилы, если считать, что для техники существует некоторый предел асферичности 8^ах, дальше которого надлежащая точность изготовления поверхностей оказывается необеспеченной.
а 6 6 г
Рис. 139.
Для схемы а рис. 139 уравнение поверхности определяется выражением
у* РА3
х== 32/3(гс — ]) " 512 (л — 1) * (422)
Эта схема обладает остаточным хроматизмом, прогрессивно возрастающим от нуля для центральных зон до максимума на внешней зоне. Ради снижения остаточного хроматизма применяем схему в с минимальным остаточным хроматизмом. Схема б является промежуточной и весьма близкой к оптимуму; она использует исходную пластину плоскопараллельной формы, тогда как схемы а и в требуют для исходной формы пластины плосковогнутую и плоско-выпуклую формы; правда, как вогнутость, так и выпуклость исходных поверхностей, деформируемых затем ретушью, ничтожно малы, как мала и асферичность В^ах.
Выбрав для пластины Шмидта сорт оптического стекла, например крон К8, мы можем вычислить по выражению (418) асферичности для различных диаметров и светосил систем Шмидта. Табл. 66 дает значения о°тах=ф (#, Л), выраженные в микронах.
Лаборатория автора изготовила несколько первоклассных систем Шмидта. Из них самая большая была выполнена для астрономической обсерватории им. Энгельгардта. В ней 1)яь400 мм;
Предыдущая << 1 .. 117 118 119 120 121 122 < 123 > 124 125 126 127 128 129 .. 145 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed