Оптические проблемы гигантских телескопов


В течение 1980-х годов многие группы по всему миру планировали, проектировали и начинали строить новый класс больших телескопов с апертурой от 6 до 10 метров. В 1990-х годах дюжина из них была завершена и в настоящее время действует. Эти новые телескопы позволяют проводить измерения с чувствительностью, которая была невозможна несколько лет назад для небольших телескопов (сегодня покупка телескопа возможна и через Интернет). Также очень высокое разрешение достигается, когда атмосферные эффекты корректируются в этих телескопах с помощью адаптивной оптики. Некоторые из этих больших телескопов теперь объединены в виде интерферометров, что позволяет достичь еще более высокого разрешения.

Группы астрономов и инженеров, которые недавно решили сложные задачи для телескопов 6-10 метров, теперь используют свои таланты и ресурсы для разработки новых типов телескопов, которые увеличивают площадь сбора на порядок на 20, 30, 50, даже 100 метровые отверстия. Интересно, как разные группы подошли к проблеме дизайна гигантских телескопов. Для размеров, превышающих 8 метров, основное зеркало должно быть сегментировано, то есть зеркало должно быть построено из мозаики из меньших зеркал, все совмещены и совмещены. Детали сегментации и оптического дизайна широко варьируются в зависимости от опыта групп и инженерных решений.

Фокусное отношение первичного зеркала - это единая степень свободы для любого телескопа, которую необходимо тщательно выбирать. Это фокусное отношение, определяемое как фокусное расстояние основного зеркала (половина радиуса кривизны), деленное на его диаметр, определяет общую длину телескопа. Целью данного документа не является обсуждение достоинств или недостатков какого-либо конкретного дизайна, а также не намерение подробно останавливаться на всех вопросах, которые необходимо учитывать при оптимизации фокусного отношения. Эта статья посвящена оптическим проблемам, которые необходимо учитывать при проектировании с использованием чрезвычайно быстрых основных зеркал.

1. Привод для более быстрых основных зеркал

Основным мотивом использования быстрых первичных зеркал для гигантских телескопов является стремление свести к минимуму объем корпуса и необходимость минимизировать воздействие вторичного зеркала на воздействие ветра. Это следует исторической тенденции уменьшения фокусного отношения телескопа при увеличении апертуры. Тридцать лет назад большинство телескопов использовали первичные зеркала с фокусным соотношением, превышающим f / 3. Телескопический бум 1970-х годов привел к тому, что этот показатель сократился почти до f / 2. В 8-метровом телескопическом буме 1990-х годов наблюдалось постоянное снижение от консервативного фокусного отношения f / 1,81,2,3,4 до f / 1,255,6 и даже f / 1,14,7.

Длина телескопа с заданной апертурой, очевидно, линейно пропорциональна первичному фокусному отношению. Это означает, что объем, определяемый размахом этого телескопа, является кубом фокального отношения для корпуса купольного типа и квадратом фокального отношения для совместно вращающегося здания. Стоимость больших корпусов, безусловно, резко возрастает с увеличением размера здания. Резкое изменение размера системы показано для двух конструкций 30-метрового телескопа, показанных ниже, один с первичным f / 1.5, а другой с f / 0.5.

   Телескоп легче контролировать, если первичное зеркало сделано быстрым, а вторичное близко к первичному. Это связано с двумя разными эффектами. Момент инерции для движущейся массы увеличивается, когда вторичный элемент перемещается дальше от основного зеркала. Это делает систему управления наведением более сложной. Кроме того, вторичное зеркало, расположенное во многих этажах от первичного зеркала, подвержено воздействию сил от неблокированного ветра, и его рычаг рычага длиннее, поэтому он придает больший крутящий момент телескопу. Длинный телескоп может потребовать ветровых перегородок, которые вызывают локальные эффекты видимости, ухудшающие качество изображения.

Есть еще один мотив для быстрых первичных зеркал, которые позволяют телескопу использовать григорианский дизайн, не становясь чрезмерно длинным. У григорианского дизайна есть несколько уникальных преимуществ перед классическим Кассегреном. Поскольку вторичное зеркало является вогнутым, его легче тестировать и изготавливать. Что еще более важно, использование вторичного зеркала в качестве адаптивного элемента в телескоп легче достигается с помощью вогнутого зеркала. Система может быть проверена путем размещения точечного источника на близком сопряжении эллипсоидальной поверхности. Требуется сложная оптическая система для проверки адаптивного управления с использованием выпуклого вторичного зеркала. Кроме того, кривизна поля в григорианском дизайне имеет знак, противоположный знаку Кассегрена, и ее легче сопоставить с рефракционным коллиматором для спектрографа8. Большой бинокулярный телескоп и телескопы Магеллана использовали свои сравнительно быстрые первичные фокусные отношения и приняли григорианские конструкции.

Интересно сравнить гигантские оптические телескопы с их двоюродными братьями, используемыми для радионаблюдений. Радиотелескопы длиной 30 метров не являются редкостью и были изготовлены в качестве управляемых систем на 100 метров и с фиксированной первичной до 300 метров. Все эти телескопы используют самое быстрое и практичное основное зеркало, обычно f / 0,4.

2. Тенденция сохранять длинные фокусные отношения

Что мешает оптическим телескопам использовать крутое фокусное отношение f / 0,4, которое используется радиотелескопами? Оптика телескопа становится более сложной в изготовлении, так как основное зеркало становится круче. Оптические поверхности становятся более асферичными, что затрудняет их полировку и измерение. Связь ошибок выравнивания с ухудшением качества изображения является более серьезной для более быстрых систем. Эти вопросы рассматриваются ниже.

3. Активная оптика

Важно понимать, что любой большой телескоп будет работать с использованием активной оптики - это означает, что форма зеркал будет периодически корректироваться на основе измерений волнового фронта. Это отличается от адаптивной оптики, где деформируемое зеркало в системе управляется, чтобы компенсировать аберрации волнового фронта, вызванные атмосферой с миллисекундной скоростью. Активная оптика использует приводы для поддержания правильной формы зеркал, что определяется интегралами, которые являются очень длинными по сравнению с атмосферными эффектами. Все современные большие телескопы опираются на активную оптику для поддержания формы основного зеркала в присутствии тепловых, ветровых и гравитационных отклонений системы поддержки.

Использование активной оптики позволяет производителю ослабить все степени свободы, которые будут контролироваться телескопом. Это ясно включает в себя фазирование и наведение для каждого сегмента, но также включает в себя режимы изгиба низкого порядка для любого большого зеркала. Например, самые низкие 14 жестких сотовых боросиликатных зеркал управляются в телескоп. Даже если зеркала были изготовлены в магазине абсолютно идеально, форма этих режимов в рабочем телескопе будет определяться системой активной оптики. Это означает, что нет никакой премии за идеальную полировку или тестирование этих режимов, и изготовители могут приложить свои усилия к ошибкам меньшего масштаба, которые не контролируются активно. Существует ограничение на величину ошибок низкого порядка, которые отклоняются с помощью активной оптической системы, но это большое по сравнению с эксплуатационными требованиями.

Использованные источники

  1. J. Nelson , “The Keck Telescope”, American Scientist, Vol. 77, (1989).
  2. C. M. Mountain, R. Kurz, J. Oschmann, “Gemini 8-m telescopes project,” Proc. SPIE 2199 (1994).
  3. P. M. Gray, “Assembly and integration to First Light of the Four VLT Telescopes,” Proc. SPIE 4004 (2000).
  4. N. Kaifu, “ Status and perspective of the Suburu Telescope Project,” Proc. SPIE 2871 (1996)ю
  5. S. C. West, et al, “Toward first light for the 6.5-m MMT telescope” Proc. SPIE 2871 (1996).
  6. S. A. Shectman, “The Magellan Project,” Proc. SPIE 4004, (2000).
  7. J. M. Hill and P. Salinari, “The Large Binocular Telescope Project,” Proc. SPIE 4004, (2000).
  8. B. C. Bigelow, A. M. Dressler, S. A. Schectman, H. W. Epps, “IMACS: The multi-object spectrograph and imager for the Magallan I Telescope,” Proc. SPIE 3355, (1998).
  9. H. M. Martin, J. R. P. Angel, J. H. Burge, S. M. Miller, J. M. Sasian and P. A. Strittmatter, “Optics for the 20/20 telescope”, in these proceedings.
  10. J. Burge, P. Koudelka, “Optical test alignment using computer generated holograms” in Optical Fabrication and Testing, (Optical Society of America, Washington DC, 2002) pp. 105-107.
  11. J. Lubliner and J. E. Nelson, “Stressed mirror polishing. 1: A technique for producing nonaxisymmetric mirrors,” Applied Optics 19, 2332-2340 (1980).
  12. J. Nelson and T. Mast, ed. Conceptual Design for a 30-Meter Telescope (Celt Report #34, University of California, June 2002).
  13. F. Pan and J. Burge, “Efficient testing of segmented aspherical mirrors using a reference plate and computergenerated holograms. 1: theory and system optimization,” to be submitted to Applied Optics, (2002).
  14. F. Pan, J. Burge, D. Anderson and A. Poleshchuk, “Efficient testing of segmented aspherical mirrors using a reference plate and computer-generated holograms. 2: experiment validation, case study and error analysis," to be submitted to Applied Optics, (2002).

Авторизация
Забыли свой пароль?