Аберрации телескопов и тестирование оптики

 

Любитель астрономии, требующий от своего телескопа действительно высокого качества изображения всегда должен осознавать, каким видам аберраций подвержен его телескоп, и с какими разновидностями подобных искажений можно вполне успешно бороться, выявив причину.

 

Введение

Не особо вдаваясь в тонкости теории распространения света, необходимо выделить несколько основоположных понятий. Ещё со школьной скамьи нам известно, что свет, как и любое другое излучение имеет волновую природу. В однородной среде волны света имеют сферическую форму, которые и образуют волновой фронт, о котором мы ещё поговорим ниже. Нормали к фронту, вдоль которых, собственно и распространяется свет, называют лучами. В контексте астрономических наблюдений мы работаем с параллельным пучком света, источник которого находится в «бесконечности».

 

 

Задача телескопа собрать параллельный пучок света от наблюдаемого объекта в одну точку в фокусе, чего можно добиться, придав поверхности объектива определённую кривизну. Но важно также понимать саму природу взаимодействия света с оптическими деталями.

В вакууме скорость распространения света составляет приблизительно 300 тыс. км/сек, но попадая в более плотную среду, свет двигается медленней и отношение между скоростью распространения света в абсолютно разряженной среде со скоростью распространения в веществе называют коэффициентом преломления. Соответственно, чем меньше скорость света в среде, тем выше коэффициент его преломления. Но здесь не так всё просто, свет от небесных объектов может иметь разные длины волн и, попадая в оптическую среду, волны разной длинны имеют разный коэффициент преломления. Следствием этого является разложение света на спектр – это явление называется дисперсией света. Именно этими вещами обусловлена значительная часть проблем линзовых объективов.

 

 

Зеркальные телескопы лишены проблем связанных с дисперсией света, т.к. зеркало не пропускает свет, а имеет лишь одну поверхность, покрытую светоотражающим слоем. При попадании лучей на поверхность зеркала, они отражаются под углом к самой поверхности равным углу падения. То есть плоское зеркало отражает попавший на него параллельный пучок света под углом 90 градусов к поверхности и оставляет пучок всё таким же параллельным, а вогнутое зеркало телескопа отражает свет под меньшим углом, собирая пучок света в фокус. Из этого выходит, что фокусное расстояние телескопа всецело зависит от угла отражения света, а, следовательно, и величины кривизны зеркала.

 

В данном случае мы рассмотрели явления связанные с пучком света, попавшим в объектив от точечного источника, например одной звезды, которая находится точно на оптической оси телескопа. Но ведь телескоп строит изображения и более сложных объектов. Наклонные пучки света, попадающие в объектив телескопа под некоторым углом к оптической оси, всё также собираются телескопом в фокус, но уже не точно на оптической оси, а немного сбоку. Масса изображений точек собранных телескопом в фокус и определяет так называемую фокальную плоскость, или изображение наблюдаемого объекта, построенное телескопом. От величины апертуры и, как следствие, светособирающих способностей, разрешения и зависит детальность изображения в фокальной плоскости, которое мы рассматриваем с помощью окуляра.

 

Исходя из вышесказанного, не особо углубляясь в расчёты, можно сделать вывод, что телескоп должен строить в фокальной плоскости изображение «бесконечно» удалённой звезды в виде точки. Но на практике, при большом увеличении звезда в телескоп выглядит как маленький кружок (кружок Эри), концентрично к которому видны слабые световые кольца, яркость которых, быстро падает от центра к краям. Обусловлено это волновой природой света, а именно дифракцией. Суть явления можно понять по приведенной ниже картинке, здесь в графической форме изображён градиент распределения энергии в самом кружке Эри и в постепенно затухающих дифракционных кольцах вокруг него.

 

 

Основные виды аберраций

Сферическая аберрация. Особенностью сферических поверхностей, так часто применяемых в оптике, является то, что сферическое зеркало или линза не способны собрать строго в одну точку параллельный пучок света из-за разности оптической силы поверхности в центре и по краям. Таким образом, каждая из круговых зон объектива строит собственный фокус на оптической оси не в соответствии с остальными зонами.

Это приводит к размытости изображения и невозможности навести точно фокус. В рефракторах, где поверхности линз сферические, с этой проблемой можно бороться, рассчитывая оптические компоненты объектива таким образом, чтобы сферическая аберрация одной линзы компенсировалась сферической аберрацией строго определённой величины другой линзы.

 

В телескопах рефлекторах большинства систем сферическую аберрацию можно исправить лишь асферизацией поверхности зеркала при полировке. Для этого на поверхности зеркала наносится точно рассчитанный рельеф, который собственно и приводит к одинаковой оптической силе всех зон, позволяя им сводить пучок в один фокус. Как правило, если речь идёт о телескопе Ньютона, главное зеркало имеет параболическую форму, которая, в общем, и придает всей его поверхности строго одинаковую оптическую силу.

 

Сферическую аберрацию можно заметить, сравнивая предфокальное и зафокальное изображение звезды. Если они абсолютно идентичны, телескоп имеет хорошо скорректированную оптику, если же дифракционные картины по разным сторонам от фокуса имеют существенную разницу в структуре, градиенте и яркости колец, значит, телескоп всё-таки имеет довольно существенную сферическую аберрацию.

 

 

Хроматическая аберрация. Это искажение в той или иной мере присуще всем линзовым объективам. Причиной его становится та самая дисперсия света, о которой мы упоминали ранее, когда лучи разных длин волн имеют разный коэффициент преломления в одной оптической поверхности.

 

 

Хроматизм проявляет себя на изображении телескопа как радужная каёмка, вокруг наблюдаемого объекта и внутри его деталей, а изображение звезды просто приобретает неестественную цветовую окраску.

 

 

Значительный хроматизм приводит к размытому изображению и значительной потере разрешения телескопа. Ещё в ХIХ веке был изобретён изящный способ коррекции этой аберрации благодаря применению в объективе стёкол с разной дисперсией, например доступных тогда крона и флинта. То есть, грубо говоря, хроматизм, созданный первой линзой из крона, компенсируется хроматизмом второй линзы из флинта, благодаря чему удаётся свести в фокус основные длинны волн света. Это схема ахроматического объектива, по которой выполнено большинство современных недорогих любительских рефракторов.

 

 

Но даже в таком объективе имеет место быть так называемый остаточный хроматизм, который вносят остальные длинны волн света нескорректированные объективом. С развитием науки стекловарения в ХХ-ом веке были созданы и получили распространение так называемые апохроматические объективы, низкодисперсное стекло которых, имеет существенно меньший коэффициент преломления и сводит большое количество волн света.

 

Кома и астигматизм. Наклонные пучки света, преломившиеся в линзе или отражённые зеркалом, распространяются в трубе телескопа не симметрично к своей оси, что и является причиной видимых пятен комы на краю поля зрения телескопа.

 

 

Разумеется, кома проявляется тем больше, чем выше светосила телескопа, поэтому в телескопах-астрографах, где высокая светосила, как правило, является одним из обязательных условий для достижения хорошего результата, используют специальные корректоры комы, которые устанавливаются перед фокальной плоскостью и благодаря своей линзовой системе «выравнивают» звёзды по краю.

 

 

Как и кома, астигматизм это аберрация наклонных пучков, присущая, опять же, более светосильным системам. При попытке сфокусировать изображение, на краю поля мы получим горизонтальный штрих вместо точечного изображения звезды. При перефокусировке штрих сменится на вертикальный, а промежуточные дифракционные картинки будут иметь форму эллипса.

 

 

Кривизна поля. Эта аберрация присуща в той или иной мере очень многим объективам и проявляется в том, что объектив строит изображение фокальной плоскости вовсе не на плоскости, а на некоторой, обычно близкой к сфере поверхности. Например, в телескопах Ньютона эта поверхность имеет сферу, обращённую своей вогнутой стороной к зеркалу. К счастью, при визуальных наблюдениях в телескоп эта аберрация практически не даёт о себе знать, т.к. окуляр рассматривает ещё относительно плоскую часть фокальной поверхности. Но для астрофотографов, которые снимают на достаточно крупные ПЗС-матрицы, перекрывающие практически всю фокальную поверхность, кривизна поля создаёт много проблем. В итоге на снимках звёзды получаются чёткими лишь в небольшом центральном участке поля, а чем дальше к краям кадра, тем более расфокусированный вид имеет звёздное поле. Борются с этой проблемой, опять-таки применяя разные внефокальные корректоры. Для телескопов Ньютона функция спрямления поля заложена в современных корректорах комы, а для рефракторов используют специальные корректоры-спрямители – флэтнеры (flatener).

 

Неоптические искажения

Помимо аберраций присущих оптическим системам в теории, существуют также факторы, негативно влияющие на качество изображения на практике. К сожалению, некоторые из этих факторов оказывают зачастую большее влияние на получаемую картинку, чем незначительные и остаточные аберрации оптики.

 

Центральное экранирование. Это одна из главных проблем телескопов рефлекторов. Дело в том, что вторичное зеркало, проекция которого в телескопе рефлекторе или катадиоптрике попадая на главное зеркало, экранирует какую-то часть пучка света. Это приводит к тому, что происходит перераспределение энергии в изображении звезды из кружка Эри в дифракционные кольца. Чем больше центральное экранирование системы, тем больше энергии переходит в кольца, соответственно телескоп на порядок хуже справляется с одной из своих основных теоретических задач – созданием точечного изображения звезды в фокальной плоскости.

 

 

Конечно же, это также приводит к падению контраста изображения и даже потери разрешающей способности, в особенности при наблюдении тесных двойных звёзд, когда яркое первое дифракционное кольцо может просто скрывать от нас второй компонент в паре.

Центральное экранирование считается либо в процентном соотношении линейных размеров вторичного зеркала к апертуре, либо площади вторичного зеркала к площади апертуры. Давайте представим телескоп, апертура которого 200мм, а диаметр кружка проекции вторичного зеркала составляет 50мм. В таком случае центральное экранирование системы составит 25%, а экранирование главного зеркала по площади около 6%. Будьте осторожны, некоторые производители в спецификациях любят хитро манипулировать этой цифрой, утверждая, что экранирование их телескопов равно, например, 10-12%, не уточняя при этом, что это линейное экранирование, или экранирование по площади апертуры.

 

Пережатие оптики в оправах. Объектив телескопа, как правило, как-то закреплен или зажат в оправе, степень и сила этого зажатия строго рассчитываемы. В некоторых случаях, между стенкой главного зеркала и крепёжными лапками оправы необходимо строго рассчитать величину щели в несколько десятых, или даже сотых долей миллиметра. Всё это делается для того, чтобы скомпенсировать разницу коэффициентов температурного расширения (КТР) между стеклом и материалом оправы (алюминий, сталь). Если же этого не учитывать, при перепаде температур металлическая оправа может сжаться гораздо сильнее, чем главное зеркало телескопа. Из-за этого зеркало может быть пережатым и, соответственно, на ничтожно малую величину изменить свою форму. Но, так как во время астрономических наблюдений мы стремимся достичь максимального качества изображения, для нас важны изменения поверхности зеркала вплоть до величины нескольких длин волн видимого диапазона света. Проблемы, связанные с пережатием зеркала в оправе, или неправильной его разгрузкой всегда явно заметны на дифракционной картине. Если Вы видите, что расфокусированное изображение звезды имеет не концентричную округлую форму, а вместо этого больше напоминает квадрат, или треугольник, будьте уверены, зеркало Вашего телескопа сильно зажато в оправе.

 

 

Что же делать в такой ситуации? В идеале, конечно, лучше обратится в сервисный центр одного из поставщиков астрономического оборудования в Вашем регионе, или магазин, в котором Вы приобрели телескоп. Если по тем или иным причинам, у Вас нет такой возможности, попробуйте отыскать, например, через Интернет, опытных любителей астрономии в Вашем городе и обратиться к ним. Не осознавая всех тонкостей и допусков на установку главного зеркала в оправе, самому лучше не браться за исправление ошибок производителей.

 

Тепловые потоки внутри трубы. Это явление может приносить довольно много искажений в изображение. Причиной тепловых потоков воздуха в трубе, как правило, являются какие-то ещё не до конца остывшие и термостабилизировавшиеся с окружающей средой элементы. Тепловые потоки проявляет себя очень заметно, искажая концентричность дифракционной картины.

 

 

 

Если труба телескопа металлическая, во время наблюдений холодной зимней ночью можно провести простой и наглядный эксперимент. Просто приложить к трубе тёплую руку и расфокусировать изображение. На дифракционной картине Вы сможете во всей красе увидеть струи тёплого воздуха созданные Вашей рукой и переданные через стенку трубы её внутренней среде.

 

 

В большинстве случаев подобные проблемы присущи довольно крупным телескопам рефлекторам, 250-300мм зеркало которых требует уже достаточно большого времени на термостабилизацию. Многие производители для ускорения процесса остывания зеркала предусматривают в оправе возможность крепления компьютерного куллера, который сможет обдувать зеркало окружающим трубу воздухом. Обычно, применение активного охлаждения зеркала в несколько раз ускоряет процесс термостабилизации.

 

 

Атмосферная турбуленция. Хотя в нашем списке факторов влияющих на качество изображения атмосферная турбуленция находится на последнем месте, к сожалению, её влияние, зачастую может во много раз превосходить влияние огрехов оптики телескопа. Наблюдая в условиях неустойчивой атмосферы и сильной турбуленции, даже самый качественный телескоп не способен будет дать хорошего изображения. Более подробно о проблемах связанных с плохими условиями наблюдений можно ознакомиться в статьях «Искусство визуальных наблюдений», а сейчас мы приводим наглядную иллюстрацию того, как может влиять даже незначительная атмосферная турбуленция на качество изображения небесных объектов и дифракционной картины звезды.

 

Заключение

Всегда нужно помнить, что тестирование оптики по звёздам требует довольно большого наблюдательного опыта, хороших окуляров позволяющих комфортно наблюдать на большом увеличении и самое главное – превосходных условий наблюдений, которые в большей части широт Украины удаётся достигнуть буквально несколько раз в году. В большинстве же случаев, причиной основных искажений изображения является вовсе не проблема с качеством оптики, а неспокойная атмосфера, неподходящая наблюдательная площадка и неостывшая и не отъюстированная оптика телескопа. Ниже мы приводим небольшой список, в первых пунктах которого указаны наиболее вероятные причины плохого изображения:

  • Атмосферная турбуленция
  • Локальная турбуленция
  • Плохая юстировка
  • Аберрации системы
  • Тёплые потоки воздуха внутри трубы
  • Центральное экранирование
  • Светорассеивание на оптических поверхностях и блики
  • Аберрации окуляра
This entry was posted in Настройка телескопа, Телескоп. Bookmark the permalink.