Selvom reflekterende teleskoper producerer andre typer optiske aberrationer, er dette et design, der kan opnå mål med stor diameter. Næsten alle større teleskoper, der bruges i astronomisk forskning, er sådanne. Reflekterende teleskoper kommer i en række forskellige designs og kan bruge yderligere optiske elementer til at forbedre billedkvaliteten eller placere billedet i en mekanisk fordelagtig position.
Karakteristika ved reflekterende teleskoper
Ideen om, at buede spejle opfører sig som linser, går i det mindste tilbage til Alphazens afhandling om optik fra det 11. århundrede, et værk, der cirkulerede bredt i latinske oversættelser i det tidlige moderne Europa. Kort efter Galileos opfindelse af det brydende teleskop diskuterede Giovanni Francesco Sagredo og andre, inspireret af deres viden om principperne for buede spejle, ideen om at konstruere et teleskop ved hjælp af et spejl isom billedværktøj. Bolognese Cesare Caravaggi blev rapporteret at have bygget det første reflekterende teleskop omkring 1626. Den italienske professor Niccolo Zucci skrev i et senere værk, at han eksperimenterede med et konkavt bronzespejl i 1616, men sagde, at det ikke gav et tilfredsstillende billede.
Skabelsehistorie
De potentielle fordele ved at bruge parabolske spejle, primært reduktionen af sfærisk aberration uden kromatisk aberration, har ført til mange foreslåede designs til fremtidige teleskoper. Mest bemærkelsesværdig var James Gregory, som udgav et innovativt design til et "reflekterende" teleskop i 1663. Det tog ti år (1673), før den eksperimentelle videnskabsmand Robert Hooke kunne bygge denne type teleskop, som blev kendt som det gregorianske teleskop.
Isaac Newton blev generelt krediteret for at bygge det første reflekterende-brydende teleskop i 1668. Den brugte et sfærisk metal primærspejl og et lille diagon alt spejl i en optisk konfiguration, kaldet et Newtonsk teleskop.
Yderligere udvikling
På trods af de teoretiske fordele ved reflektordesign betød designkompleksiteten og den dårlige ydeevne af de metalspejle, der blev brugt på det tidspunkt, at det tog over 100 år for dem at blive populære. Mange af fremskridtene inden for reflekterende teleskoper omfattede forbedringer i fremstillingen af parabolske spejle i det 18. århundrede.århundrede, sølvbelagte glasspejle i det 19. århundrede, holdbare aluminiumsbelægninger i det 20. århundrede, segmenterede spejle for at give større diametre og aktiv optik til at kompensere for gravitationsdeformation. En innovation fra midten af det 20. århundrede var katadioptiske teleskoper såsom Schmidt-kameraet, der bruger både et sfærisk spejl og en linse (kaldet en korrektorplade) som primære optiske elementer, hovedsagelig brugt til storskala billeddannelse uden sfærisk aberration.
I slutningen af det 20. århundrede var udviklingen af adaptiv optik og vellykket billeddannelse for at overvinde problemerne i forbindelse med observation og refleksion af teleskoper allestedsnærværende på rumteleskoper og mange typer af billedværktøjer til rumfartøjer.
Det krumlinjede primære spejl er det vigtigste optiske element i teleskopet, og det skaber et billede i brændplanet. Afstanden fra spejlet til brændplanet kaldes brændvidden. En digital sensor kan placeres her for at optage et billede, eller der kan tilføjes et ekstra spejl for at ændre de optiske egenskaber og/eller omdirigere lyset til filmen, den digitale sensor eller okularet til visuel observation.
Detaljeret beskrivelse
Det primære spejl i de fleste moderne teleskoper består af en massiv glascylinder, hvis forside er slebet til en sfærisk eller parabolsk form. Et tyndt lag aluminium evakueres på linsen og dannesreflekterende første overfladespejl.
Nogle teleskoper bruger primære spejle, der er lavet anderledes. Det smeltede glas roterer for at gøre dets overflade paraboloid, det afkøles og størkner. Den resulterende spejlform tilnærmer sig den ønskede paraboloide form, som kræver minimal slibning og polering for at opnå en nøjagtig figur.
Billedkvalitet
Reflektorteleskoper, som ethvert andet optisk system, skaber ikke "ideelle" billeder. Behovet for at fotografere objekter i afstande til uendelig, at se dem ved forskellige bølgelængder af lys og for at kræve en måde at se det billede på, som det primære spejl producerer, betyder, at der altid er et kompromis i det optiske design af et reflekterende teleskop.
Fordi det primære spejl fokuserer lyset til et fælles punkt foran sin egen reflekterende overflade, har næsten alle reflekterende teleskopdesign et sekundært spejl, filmholder eller detektor i nærheden af dette brændpunkt, hvilket delvist forhindrer lys i at nå det primære spejl. Dette resulterer ikke kun i en vis reduktion i mængden af lys, systemet opsamler, men resulterer også i et tab af kontrast i billedet på grund af diffraktive obstruktionseffekter, såvel som diffraktive spidser forårsaget af de fleste sekundære støttestrukturer.
Brugen af spejle undgår kromatisk aberration,men de skaber andre typer af aberrationer. Et simpelt sfærisk spejl kan ikke transmittere lys fra et fjernt objekt til et fælles fokus, fordi reflektionen af lysstråler, der rammer spejlet ved dets kant, ikke konvergerer med dem, der reflekterer fra midten af spejlet, en defekt kaldet sfærisk aberration. For at undgå dette problem bruger de mest avancerede design af reflekterende teleskoper parabolske spejle, der kan bringe alt lys i et fælles fokus.
Gregorian Telescope
Det gregorianske teleskop er beskrevet af den skotske astronom og matematiker James Gregory i sin bog Optica Promota fra 1663 som ved hjælp af et konkavt sekundært spejl, der reflekterer billedet gennem et hul i det primære spejl. Dette skaber et lodret billede, der er nyttigt til terrestriske observationer. Der er flere store moderne teleskoper, der bruger den gregorianske konfiguration.
Newton's Reflector Telescope
Newtons apparat var det første succesrige reflekterende teleskop, bygget af Isaac i 1668. Den har norm alt en paraboloid primær, men ved brændviddeforhold på f/8 eller mere, en sfærisk primær, som kan være tilstrækkelig til høj visuel opløsning. En flad sekundær reflekterer lys i brændplanet på siden af toppen af teleskoprøret. Dette er et af de enkleste og billigste designs for en given råvarestørrelse og er almindeligt blandt hobbyfolk. Strålevejen for reflekterende teleskoper var førstudarbejdet præcist på den newtonske prøve.
Cassegrain Apparatus
Cassegrain-teleskopet (nogle gange kaldet det "klassiske Cassegrain") blev først konstrueret i 1672, tilskrevet Laurent Cassegrain. Den har en parabolsk primær og en hyperbolsk sekundær, der reflekterer lys tilbage og ned gennem et hul i den primære.
Designet af Dall-Kirkham Cassegrain-teleskopet blev skabt af Horace Dall i 1928 og blev navngivet i en artikel offentliggjort i Scientific American i 1930 efter en diskussion mellem amatørastronomen Allan Kirkham og Albert G. Ingalls, (den magasinets redaktør på det tidspunkt). Den bruger en konkav elliptisk primær og en konveks sekundær. Selvom dette system er lettere at slibe end det klassiske Cassegrain eller Ritchey-Chrétien system, er det ikke egnet til off-akse koma. Markens krumning er faktisk mindre end den klassiske Cassegrain. I dag bruges dette design i mange anvendelser af disse vidunderlige enheder. Men det bliver erstattet af elektroniske modparter. Ikke desto mindre er det denne type apparater, der betragtes som det største reflekterende teleskop.
