Исследование выпуклых зеркал — довольно сложное дело. Существует по крайней мере два десятка методов и это говорит о том, что среди них нет ни одного достаточно простого и надежного.
Еще до второй мировой войны А. Керкем испытывал собранный телескоп Кассегрена по яркой планете или удаленному фонарю с помощью решетки Ронки. Но, как он отмечал, этим способом могут быть обнаружены только самые грубые дефекты оптики. Применение же ножа Фуко из-за сильной атмосферной турбулентности вообще бессмысленно.
Познакомимся с некоторыми наиболее практичными методами.
1. Испытание с коллиматором. Назначение коллиматора — создать параллельный пучок света. В качестве коллиматора, как и при испытании телескопа Ньютона, используется другой телескоп-рефлектор с достаточно качественной оптикой. Его диаметр должен быть не меньше диаметра испытуемого телескопа. В фокусе коллиматора устанавливается источник света (светящаяся точка или
Рис. 74. Коррекция погрешностей главного зеркала ретушью на вторичном: а — теневая картина системы Кассегрена 208-сантиметрового рефлектора до ретуши вторичного зеркала (слева) и после ретуши (испытание по реальной звезде с ножом Фуко, справа); б — 208-сантиметровый рефлектор Кассегрена обсерватории Мак-Доналвд; в — моментальный снимок турбулентного пятна телескопа после ретуши вторичного зеркала. На снимке видны детали картины около 0,04". Это соответствует теоретическому пределу разрешения телескопа такого размера; г — Жан Тексеро ретуширует 60-сантиметровое вторичное зеркало
щель). Коллиматор оптически переносит изображение источника в бесконечность.
Главное зеркало “кассегрена” должно быть уже алюминировано и установлено на устойчивой оптической скамье вроде чикинской доски. Еще лучше, если к началу испытаний готова труба телескопа с оправами для обоих зеркал. Перед каждым сеансом испытаний зеркала должны юстироваться. В фокусе “кассегрена” устанавливается нож или решетка Ронки. В начале фигуризации на вторичном зеркале виден “бублик”, похожий на рельеф параболоида при испытании из центра кривизны. “Опуская” зону 70 % с помощью кольцевого полировальника или с помощью “звезды” добиваемся плоского рельефа на вторичном зеркале.
2. Испытание в автоколлимации с плоским эталонным зеркалом (рис. 58, в). Главное зеркало, как и в предыдущем случае, готово и алюминировано. Оно вместе со вторичным устанавливается на оптической скамье или в готовой трубе телескопа. Перед входным отверстием испытуемого телескопа устанавливается плоский эталон. В этой схеме свет дважды отражается от вторичного зеркала, поэтому
Рис. 75. Испытание вторичных зеркал Кассегрена: а — метод Хиндла, б — метод Рихтера
чувствительность метода удваивается. Но вторичное зеркало еще неалюминировано и двойное отражение приводит к большим потерям света. Поэтому источник света должен быть достаточно ярким. Возможно испытание и с жидким эталонным зеркалом со всеми ранее сделанными оговорками.
Оба способа хороши тем, что оптическая схема испытывается вся сразу. Поэтому небольшие погрешности главного зеркала могут быть скомпенсированы ретушью вторичного зеркала (рис. 74).
3. Испытание сферой Хиндла (рис. 75, а). Джон Хиндл предложил совместить один из фокусов выпуклого кассегреновского гиперболоида с центром кривизны вспомогательного эталонного сферического зеркала Это зеркало должно быть примерно того же диаметра, что и главное зеркало телескопа. Это неудобно, но зато вогнутая сфера проста в изготовлении и контроле и может применяться для испытаний многих выпуклых зеркал различных радиусов кривизны и эксцентриситетов.
Для юстировки схемы смотрим через отверстие в эталонном зеркале Хиндла и наклоняем вторичное, пока отражение эталона во вторичном не станет концентричным. Потом наклоняем сферу Хиндла, добиваясь концентричности отражения в ней вторичного зеркала. Фигуризация ведется до плоского рельефа. Все три перечисленных метода удобны тем, что после завершения фигуризации мы видим во вторичном зеркале плоский рельеф, хотя для этого и требуются вспомогательные оптические детали примерно того же диаметра, что и диаметр главного зеркала “кассегрена”.
4. Метод Рихтера. Джон Рихтер в 1970 г. описал оригинальный метод испытаний через стекло с обратной стороны зеркала (рис. 75, б). Для этого обратная сторона зеркала должна быть отшлифована и отполирована до сферы. При испытании с тыльной стороны выпуклая поверхность зеркала становится вогнутой по отношению к теневому прибору и испытывается как обычное вогнутое асферическое зеркало [41].
Для сведения к минимуму аберраций, возникающих при преломлении света на обратной стороне зеркала, радиус кривизны тыльной стороны должен быть чуть меньше, чем радиус рабочей стороны, чтобы их центры кривизны совпали. Иначе говоря, обе поверхности должны быть концентричны. К сожалению, в этом случае рельефы при испытании из общего центра кривизны будут видны одновременно на обеих поверхностях, и в них сложно будет разобраться. Поэтому радиус кривизны тыльной поверхности выбирается примерно на 20 % больше. Для снижения влияния хроматизма между лампой и щелью теневого прибора устанавливается цветной фильтр, лучше красный, так как наши красные фильтры более монохроматичны, чем другие.
Вогнутая поверхность тыльной стороны зеркала должна быть фигуризована до l /8. Но полировать ее до большой чистоты необязательно. Свили и другие дефекты внутри стекла при испытании видны на теневой картине, но они мало мешают, так как по характеру резко отличаются от теневого рельефа.
Обе поверхности должны быть строго концентричны, и разница в толщине по краю не должна превышать 0,02 — 0,03 мм. С этой целью в ходе шлифовки нужно периодически измерять толщину детали по краю о помощью микрометра по всем азимутам.
Так как исследуемая поверхность асферична, то при испытании ее из центра кривизны возникает продольная аберрация, которую нам нужно вычислить заранее. Кроме того, центр кривизны рабочей поверхности не совпадает с центром тыльной, поэтому к продольной аберрации добавится еще некоторая величина. Обе эти величины мы можем вычислить по формуле, приведенной Рихтером.
Сначала введем следующие обозначения:
r 1 — кривизна выпуклой поверхности = 1/r1,
r 2 —кривизна обратной стороны = 1/r2,
d — толщина веркала в центре,
r — коэффициент кривизны = r 1-r 2+r 1r 2d,
n — показатель преломления стекла для используемого монохроматического света,
P = r (n-1),
M — увеличение на вторичном зеркале (см. § 1 главы четвертой),
Q = (M+1)2 / (M-1)2,
L = (1-r 1d) / (r 1+P),
y — радиус испытуемой зоны.
Для главных зеркал, имеющих относительное отверстие 1/3,5 и меньше, формула продольной аберрации для определенной зоны y равна
Чем ближе к щели расположено ее изображение, тем точнее эта формула. В идеале нужно пользоваться теневым прибором, изображенным на рис. 55.
Предположим, что нам нужно сделать вторичное зеркало 318-миллиметрового рефлектора Кассегрена с относительным отверстием главного зеркала 1/4 и фокусным расстоянием 1270 мм. Фактор увеличения на вторичном зеркале выберем равным 4, так что эквивалентное фокусное расстояние равно 5080 мм. Вынос фокуса за вершину главного зеркала выберем равным D =320 мм. Тогда расстояние между вершинами зеркал равно
d1 = f '1(f 'экв-D ) / (f '1+f 'экв) = 1270(5080-320)/(1270+5080)=952 мм.
Вершина вторичного зеркала располагается тогда на расстоянии 318 мм от фокуса главного зеркала. Для удобства все размеры выразим в метрах. Тогда радиус кривизны вторичного зеркала при его вершине равен r1=0,853 м, радиус обратной стороны r2= 1,024 м, а кривизны равны r 1= 1,1723, r 2= 0,9766. Если вторичное зеркало делается из пирекса (у нас ЛК5 или ЛК7), то n = 1,48. При толщине зеркала 15 мм (0,015 м) получим r =0,2129, P=0,1022, Q=2,778 и L=0,771 м.
Последняя величина представляет собой расстояние от обратной (сферической) поверхности до ножа Фуко. После подстановки всех величин в формулу продольной аберрации она упростится до D S= (2,0387+0,0248)y2. Здесь первое слагаемое — аберрация из-за асферичности гиперболической поверхности, а второе вносится сферической (тыльной) поверхностью. Первая величина в 82 раза больше, и это значит, что теневой рельеф определяется главным образом гиперболической поверхностью, а вклад тыльной стороны незначителен и тем меньше, чем меньше разница между радиусами кривизны обеих поверхностей.
В случае нашего 318-миллиметрового рефлектора диаметр вторичного зеркала равен 90 мм, и крайние лучи пересекают поверхность зеркала на расстоянии 45 мм от оптической оси. Подставим величину этой зоны в формулу, получим для первого (гиперболического) члена 0,00413 м=4,13 мм, а для второго 0,00005 м=0,05 мм. Сумма аберраций составит 4,18 мм. Это величина, на которую переместится нож при переходе от крайних зон к центральной. Подставляя другие значения радиусов зон, получим остальные значения продольной аберрации. Например, для зоны 70 % (32 мм) продольная аберрация равна 2,09 мм.
Важной особенностью предыдущих методов является то, что там исследования ведутся только для центрального пучка. Наклонные пучки не исследуются. Поэтому крайние зоны вторичного зеркала, которые работают в наклонных пучках, не исследуются. Метод Рихтера позволяет исследовать все зеркало до самого края.
Метод Рихтера наиболее прост, так как не требует никаких дополнительных оптических деталей, но удобен, если строится только один телескоп Кассегрена. Он доступен даже сравнительно малоопытным любителям.
Методом Рихтера можно испытывать выпуклые поверхности менисков. Эксцентриситет сферы равен нулю, и в формуле продольных аберраций нужно брать только второй член. Продольная аберрация в этом случае сравнительно мала.
Предыдущий параграф |
Глава четвертая |
Следующий параграф |
