Министерство Образования и Науки Российской Федерации ГОУ ВПО Ижевский Государственный Технический Университет

Министерство Образования и Науки Российской Федерации
ГОУ ВПО Ижевский Государственный Технический
Университет
Кафедра «Лазерные системы»
Современные оптические телескопы (Часть 1).
Расчет и проектирование телескопических систем в
компьютерной программе Zemax.
Ижевск, 2006
Авторы: Газизов Н.Р., Стяпшин В.М., Файзуллин Д.Р.,
к.ф.м.н. Шишаков К. В.
В подготовке материала методического пособия приняли участие студенты
группы 5-32-1 (2003 год поступления в ИжГТУ):
Асляхов Т.Р. (CFHT)
Бабурин А.В. (SALT)
Воронцов К.В. (TNG)
Газизов Н.Р. (Gemini North)
Иконников А.А. (WIYN)
Магомедова Я.М. (Магеллан)
Макаримова О.С. (OWL)
Мухин А.В. (GTC)
Порубов Р.В. (MMT)
Стерхов А.В. (SOAR)
Стяпшин В.М. (WHT)
Файзуллин Д.Р. (LMT)
Шумихин А.А. (ARC)
Методическое пособие предназначено для студентов 3 и 4 курсов
специальности 220202 «Лазерные системы» по предмету «Прикладная оптика»
и студентов 4 курса специальности 200700 «Радиотехника» по предмету
«Оптические устройства в радиотехнике».
2
Оглавление
I. Современные оптические телескопы__________________________________4
1. Проект телескопа OWL_________________________________________4
2. Южноафриканский Большой Телескоп (SALT)____________________ 9
3. Большой Канарский Телескоп (GTC)_____________________________12
4. Телескоп Gemini North ________________________________________ 14
5. Телескоп Магеллан ___________________________________________ 20
6. Многозеркальный Телескоп (MMT) _____________________________ 22
7. Большой Зенитонаправленный Телескоп (LMT)____________________28
8. Телескоп Вильяма Гершеля (WHT)_______________________________32
9. Телескоп SOAR_______________________________________________38
10. Канадско-Французско-Гавайский Телескоп (CFHT) ________________ 42
11. Национальный Телескоп имени Галилея (TNG) ___________________ 50
12. Телескоп
Астрофизического
Исследовательского
Консорциума
(ARC)________________________________________________________56
13. Телескоп WIYN_______________________________________________59
II. Расчет и проектирование телескопических систем в компьютерной
программе Zemax___________________________________________________55
14. Список литературы____________________________________________83
3
Современные оптические телескопы
Проект телескопа OWL
Основной объем знаний о Вселенной человечество получило, используя оптические
инструменты – телескопы. Уже первый телескоп, изобретенный Галилеем в 1610 году,
позволил сделать великие астрономические открытия. На протяжении следующих столетий
астрономическая техника непрерывно совершенствовалась. Современный уровень
оптических приборов в сотни раз лучше первых телескопов.
Тенденция создания все более крупных инструментов особенно четко проявилась в
последние десятилетия. Телескопы с диаметром зеркала 8 - 10 м становятся обычным
явлением. Проекты 30-м и даже 100-м телескопов оцениваются как вполне осуществимые
уже через 10 - 20 лет.
Почему строят большие телескопы?
Необходимость построения таких телескопов заключается в максимальном
увеличении чувствительности инструментов, для регистрации излучения от самых слабых
космических объектов. К таким задачам относятся:
-происхождение Вселенной;
-механизмы образования и эволюции звезд, галактик и планетных систем;
-физические свойства материи в экстремальных астрофизических условиях;
-астрофизические аспекты зарождения и существования жизни во Вселенной.
Таким образом, чтобы получить максимум информации об астрономическом объекте,
современный телескоп должен иметь большую поверхность собирающей оптики и высокую
эффективность приемников излучения. Кроме того, помехи при наблюдениях должны быть
минимальны.
В настоящее время эффективность приемников в оптическом диапазоне, понимаемая как
доля регистрируемых квантов от общего числа пришедших на чувствительную поверхность,
приближается к теоретическому пределу (100%), и дальнейшие пути совершенствования
связаны с увеличением размеров приемников, ускорению и качеству обработки сигнала и т.д.
Помехи при наблюдениях - весьма серьезная проблема. Помимо помех природного
характера (например, облачность, пылевые образования в атмосфере) угрозу существованию
оптической астрономии, как наблюдательной науки, представляет нарастающая засветка от
населенных пунктов, промышленных центров, коммуникаций, техногенное загрязнение
атмосферы. Современные обсерватории строят, естественно, в местах с благоприятным
“астроклиматом”. Таких мест на земном шаре очень мало, не более десятка. К сожалению, на
территории России, таких мест нет.
Единственным перспективным направлением развития высокоэффективной
астрономической техники остается увеличение размеров собирающих поверхностей
телескопов.
Крупнейшие телескопы: опыт создания и использования.
В последнее десятилетие в мире реализованы, или находятся в процессе разработки и
создания более десятка проектов крупных телескопов. Некоторыми проектами
предусмотрено строительство сразу нескольких телескопов с зеркалом размером не менее 8
м. Стоимость инструмента определяется в первую очередь размером оптики. Столетия
практического опыта в телескопостроении, привели к простому способу сравнительной
оценки стоимости телескопа S с зеркалом диаметром D (напомним, что все инструменты с
диаметром главного зеркала больше 1 м - телескопы-рефлекторы). Для телескопов со
сплошным главным зеркалом, как правило, S пропорционально D3. Но это классическое
соотношение для самых больших инструментов нарушается. Такие телескопы дешевле, и для
них S пропорционально Da, где a не превышает 2.
Именно потрясающее снижение стоимости и дает возможность рассматривать
проекты гигантских телескопов с диаметром зеркала в десятки и даже сотни метров не как
фантазии, а как вполне реальные, в недалеком будущем, проекты.
4
Один из примеров этих наиболее экономичных проектов – телескоп SALT (вошел в
строй в 2005 г.). Строительство же гигантских телескопов: 30-метрового ELT и 100метрового OWL (Over Whelmingly Large Telescope – Ошеломляюще Большой Телескоп) [1,
2] еще не начато, но, возможно, они появятся через 10 - 20 лет.
ESO предпринимает проект гиганта OWL (следующее поколение оптических и
инфракрасных телескопов) с диаметром 100 метров. Множество астрономических
учреждений начали работать для
поколения Чрезвычайно Больших
Телескопов
(ELT).
Детальные
расчеты ученых показали, что
гигантские конструкции - диаметр
от 25 м - действительно необходимы
для
дальнейшего
изучения
вселенной.
Самые современные проекты этой
серии
(ELT),
созданы
по
сегментированной
Ричи-Кретьен
технологии. Они успешно показали
себя в начале 90-ых. К ним
относятся
телескопы
Кека,
расположенные на вершине Мауна-Кеа, Гавайи.
С 1997 ESO работает в близком сотрудничестве с Европейскими Отраслями
Промышленности с целью понижения стоимости этого подхода. Почти все телескопы в
прошлом были построены как одноразовые опытные образцы. В отличие от них OWL
опирается на массовое производство главных узлов. При этом получается сравнительно
дешёвая и высококачественная оптика.
Проект OWL (Over Whelmingly Large Telescope - Ошеломляюще Большой Телескоп)
является амбициознейшим проектом начала XXI в.. OWL проектируется Европейской
Южной Обсерваторией как альтазимутальный телескоп с сегментированным сферическим
главным зеркалом и плоским вторичным. Для исправления сферической аберрации вводится
4-элементный корректор диаметром около 8 м. При создании OWL используются уже
проверенные в современных проектах технологии: активная оптика (как на телескопах NTT,
VLT, Subaru, Gemini), позволяющая получить изображение оптимального качества;
сегментация главного зеркала (как на Keck, HET, GTC, SALT), конструкции низкой
стоимости (как на HET и SALT), многоступенчатая адаптивная оптика.
С острым угловым видением, OWL поможет объяснить процессы, лежащие в основе
формирования звездных и планетарных систем не только в нашей Галактике, но также и во
многих близлежащих.
Что более важно, большая собирающая мощь OWL должна открыть главные
космические тайны нашего времени, например: пригодны ли для жизни планеты вокруг
других Звезд, и значение загадочной темной энергии, которая составляет 96 % массового
объема нашей Вселенной. OWL будет способен отобразить exo-планеты и определить состав
их атмосфер, и таким образом, возможно, показать существование биосфер. Это позволит
заглянуть в самую глубокую точку Вселенной и стать свидетелем рождения самых первых
звезд и галактик.
Наиболее важные открытия, ожидающие OWL, могут произвести открытия в новой,
непредвиденной области. Это может, в конечном счете, реконструировать наше восприятие
Вселенной на столько, на сколько это сделал телескоп Галилео.
OWL – концепция с большим потенциалом применимости. Предварительный анализ
показывает, что верхний предел для концепции находится в диапазоне 130 метров. Этот
предел задается сложностью крепления зеркал. Кроме того, не позволяет безопасность
5
(ветер, землетрясения) и усталость материала. Нижний предел находится в диапазоне 60 м,
ниже которого удобнее использовать более простые оптические решения.
Модульный подход может сломать сложившиеся веками стереотипы о диаметре.
Принимая во внимание возможные схемы финансирования, OWL мог бы завершиться (как
телескоп класса 60 м) в 2016-2017 годах, а размером в 100 м к 2021 году.
Общая
стоимость
OWL
приблизительно 1200 миллионов евро. Это
число пока приблизительное, поскольку еще
решаются
некоторые
предварительные
производственные вопросы.
Место под OWL ещё не выбрано.
Международный коллектив находится в
процессе поиска. Необходимо тщательно
исследовать многие параметры, уместные
выполнению и стоимости: атмосферные
свойства (наличие облаков, яркость, сила
ветра, высота, содержание воды в паре),
география
(доступ
к
предприятиям,
землетрясения, сопротивление почвы), и т.д.
Видные кандидаты - области близкие к
обсерваториям ESO's la Silla и Paranal, в
Чилийской Пустыне Атакама, также как
участок Roque de los Muchachos на острове la
Palm (Канарские Острова). Другие возможные кандидаты также оцениваются, включая
участки в Южном полюсе. Участок с постоянным климатом особенно желателен.
Диаметр телескопа - его ключевая характеристика. Качество полученного
изображения пропорционально квадрату диаметра (м2) собирающей поверхности. Короче
говоря, телескоп с диаметром 100 м соберет в 100 раз больше, чем 10 м. К тому же угловое
разрешение тоже будет в 10 раз больше.
Место наблюдения имеет два главных ограничения. Первый - эффект атмосферы, изза которого сильно ухудшается угловое разрешение. Второй - ограниченная прозрачность и
относительно высокая яркость атмосферы в некоторых длинах волны света.
Первое ограничение может быть преодолено с адаптивной оптикой - техника, которая
позволяет в реальном времени компенсацию отрицательных эффектов атмосферы.
Действительно, качество изображения скорее зависит от “начинки” телескопа, чем от места
расположения, и все сегодняшние и будущие проекты телескопов включают комплект
адаптивных систем. Цена адаптивной оптики намного дешевле стоимости телескопа, если
строить его в космосе. Однако, текущее поколение адаптивных систем оптики ограничено
наблюдениями в инфракрасном спектре.
Что касается второго ограничения, кажется, не найти физического решения
преодолеть это. В результате, телескопы вынуждены работать на тех длинах волны, на
которых атмосфера наиболее темна или достаточно прозрачна, например, в далекоинфракрасных областях. В видимом спектре (или почти инфракрасном) большая
космическая обсерватория подобная JWST диаметром 6.5 м будет иметь возможность
обнаружить новые классы астрофизических объектов (исключается поглощение
атмосферой), в то время как OWL (с диаметром 100 м и его намного большей собирающей
мощью и низкой себестоимостью) обеспечит их глубокую идентификацию через
спектральный анализ.
6
Световые
волны,
собранные
наземными
телескопами
неизбежно
искажены атмосферой, можно вычислить
разрешения этих искажений.
Теоретическое
разрешение
определяется как самый острый (малый)
угол, вне которого телескоп больше не будет
способен различить значащий контраст
изображения. Он задаётся в радианах
отношением λ/D, где λ - длина волны света,
D - диаметр телескопа. Следовательно, 8-ми
метровый телескоп должен быть способен
различать объекты до 0.013 секунд для
видимых длин волн (λ = 500 нм). Из-за
атмосферных помех, изображения, принятые
от хороших астрономических участков,
имеют типичное разрешение 0.5 - 1.0 секунд
(иногда лучше, если условия оптимальны).
Наиболее очевидное решение этой
проблемы состоит в том, чтобы вывести
телескоп на околоземную орбиту. Это,
однако, очень дорого, и имеет собственные
недостатки - уменьшение срока службы,
трудность и дороговизна обслуживания и
модернизации, и т.д. Другое решение
заключается в использовании адаптивной
оптики, которая состоит из одного или
нескольких активных компонентов, включая
метрологическую систему (датчик фронта импульса), управляемое зеркало и быстрый
компьютер. Метрологическая система принимает свет от звезды и измеряет искажения этой
волны. Эти измерения переводятся в команды, посылаемые компьютером на приводы,
поддерживающие зеркало, чья форма, в конечном счете, регулируется, чтобы
скомпенсировать искажения. Эти корректировки должны повторяться непрерывно (сотые
доли секунды).
Эта технология была успешно применена во множестве существующих наземных
телескопов, позволяя им строить отличные изображения.
Однако, имеется ограничение. Адаптивная оптика для борьбы с искажениями должна
использовать гидирующую звезду (Guide Star). Эта звезда должна быть найдена достаточно
близко к изучаемой цели и должна быть достаточно ярка, чтобы позволить ее свету быть
собранным и проанализированным в пределах нескольких миллисекунд.
В телескопе NTT вторичное зеркало поддерживается кинематическим креплением,
которое позволяет координировать вторичное зеркало и телескоп, как необходимо. Кроме
того, первичное зеркало установлено на гидравлических приводах, чтобы регулировать
форму. Такая технология требует, чтобы первичное зеркало было гибким - следовательно,
тонким, более легким и менее дорогим. Это также упрощает работу по изготовлению.
Силы коррекции первичного зеркала и движение вторичного зеркала рассчитывают на
основе измерений датчика фронта импульса, расположенного в центре телескопа. Этот
датчик регистрирует свет звезды вне цели, посылает корректирующие команды первичному
и вторичному зеркалу. Активная оптика показала свой потенциал и превосходную
ошибкоустойчивость в NTT и раньше в восьмиметровых VLT телескопах.
7
Первичные и вторичные зеркала OWL будут
сделаны из шестиугольных частей, диаметром 1.6-м.
Первичное зеркало - сферическое, состоит из 3042
идентичных долей. Вторичное зеркало - плоское, с 216
идентичными долями.
Доли будут сделаны из стекла или стеклокерамики.
Легкий кремниевый карбид рассматривается как
многообещающая альтернатива, программа развития
должна в процессе разработки утвердить технологию.
Доли будут полироваться на обычных машинах.
Требуемая норма производства - приблизительно 1.5 доли
в день. Хотя это внушительно по стандартам
астрономического производства, но эта высокая норма - в
пределах промышленного производства.
Стоимость, в дополнение к другим соображениям
системы, ограничивает форму первичного зеркала.
OWL - действительно очень легкий проект.
Экономия массы - не только более низкие материальные
затраты, но и положительные воздействия на почти каждом уровне проекта системы: в
построении, безопасности. Устранение ненужных структурных масс уменьшает сгибания и
напряжения, используются менее мощные двигатели, ослабляет требования для основы,
уменьшает переходные тепловые искажения, и упрощает интеграцию.
Цель OWL состоит в том, чтобы обеспечить решение чувствительности в надежной и
рентабельной манере.
OWL включает ключевые технологии изготовления и решения, которые являются
торговыми марками текущего поколения больших 8-10 м телескопов: активная оптика (NTT,
VLT, Subaru, Gemini); оптическая сегментация (Keck, Hobby-Eberly, GTC, Salt), дешевая
оптика и структура (Hobby-Eberly).
Полное выполнение телескопа зависит не только от качества его проекта и
строительства. Технические и научные действия должны быть приняты во внимание прямо
от начальных стадий проекта.
Измерения OWL позволяют полагаться экстенсивно на модульный проект,
интеграцию и обслуживание, с большими числами идентичных частей, компонентов и
модулей. В результате затраты очень низки для системы этого размера, а линии интеграции
позволяют быстрый график строительства. Фактически все части телескопа могут
поставляться в стандартных сорокафутовых контейнерах.
Телескоп будет иметь альт-азимутальную стальную структуру, с перемещающейся
массой 14,800 тонн. Может показаться, что это внушительно, однако должно быть отмечено,
что проект обычного телескопа, экстраполируемый к размеру OWL, весил бы
приблизительно в миллион тонн! Детальный анализ напряженности и усталости показал, что
проект OWL уже удовлетворяет требованием безопасности. Будут использоваться
специальные материалы для особенно напряженных кабелей и, возможно, в определенных
частях структуры - при условии, что выполненные улучшения будут безопасными, и за
разумные затраты. Перемещающаяся масса могла быть уменьшена приблизительно до 8,500
тонн, если доли были бы сделаны из карбида кремния.
Телескоп будет установлен на подвижных тележках, на стальных рельсах. Будет
использовано большое число тележек (~300), чтобы распределить вес; каждая тележка будет
оснащена стандартным двигателем. Двигатели будут гидравлическими.
Современные телескопы управляются оптомеханической системой. Оптические
характеристики оптимизированы в режиме реального времени, на основе сигналов,
измеренных метрологической системой.
8
Концептуально самая простая система управления - чтобы телескоп отслеживал
эффект земного вращения, должным образом. Это компенсация кинематического типа
(экваториальная монтировка). С увеличивающимся размером и более жёсткими
требованиями преимущество имеет альт-азимутальная монтировка.
В сегментированном телескопе, каждые доли должны, кроме того, активно
поддерживаться и сохранять положения в пределах заданной точности. Первый
сегментированный телескоп был Keck (вступил в действие в 1994 году).
Южноафриканский Большой Телескоп (SALT)
Описание
Официальное открытие обсерватории состоялось в ноябре 2005 г. SALT (SouthernAfrican Large Telescope) [3-5] разработан как спектроскопический инструмент для длин волн
от 320 до 2500 нм. Диаметр главного зеркала SALT составляет 11 метров (площадь – 65 м2),
однако, его максимальная область, используемая для построения изображений и
спектроскопии, соответствует 9,2 м. Оптическое качество изображения достигает 0,6". SALT
расположен на территории южноафриканской полупустыни Кару (высота 1758 м, 20°49' в.д.
32°23' ю.ш.) и разработан учеными из Германии, Польши, США и Новой Зеландии. Низкая
стоимость проекта для телескопа такого класса (20 млн. $) обусловлена упрощенной
конструкцией и тем, что он создается как аналог уже разработанного (прототипом для SALT
стал техасский Hobby-Eberly Telescope). Оптическая ось SALT установлена под
фиксированным углом в 35° к зенитному направлению, и его можно менять лишь раз в
несколько лет в интервале от 75° 22' до 10° 37'. По азимуту телескоп способен
поворачиваться на 540°. Таким образом SALT может обеспечить доступ к 70 % неба над
Сазерлендом, но только в некотоые удобные моменты.
Архитектура
Высота до вершины купола около 30 м.
Кольцевая стена высотой 17 м и диаметром 26
м,
поддерживающая
купол,
покрыта
изоляционными панелями. Она позволяет
эксплуатировать
телескоп
в
интервале
температур от -10°C до +25°C и при скорости
ветра до 21 м/с. Телескоп установлен на
бетонной опоре. Жесткая структура с частотой
собственных колебаний 7 Гц имеет массу 45
тонн и предназначена держать установленную
ориентацию между следящим и главным
зеркалом даже при попадании ветра в открытый
купол. Главное зеркало поддерживается
пространственной фермой из разветвленных
распорок, которая соединяется со структурой
телескопа только в трех точках. Управление азимутальным положением телескопа
осуществляется до точности 5 угловых секунд; ровное вращение с сохранением зеркальной
юстировки обеспечивается применением игольчатых подшипников.
Основные параметры
Главное зеркало – сферическое с радиусом кривизны 26 165
мм. Оно состоит из 91 одинакового шестиугольного сегмента со
сферической поверхностью, образующих шестиугольник ~11,1 ×
~9,8 м. Толщина зеркального сегмента 50 мм, диаметр вписанной
окружности 1 м, масса – около 100 кг. Они изготовлены из
материала Sitall (с коэффициентом теплового расширения менее
150 ⋅ 10 −9 м/°С) на Лыткаринском заводе оптического стекла.
9
Окончательная обработка поверхности к качеству в 1/15 длины волны произведена
компанией Eastman Kodak.
Следящая система имеет шесть
степеней
свободы
(способна
перемещаться
в
фокальной
плоскости, вдоль оптической оси и
поворачиваться) и помещена в 13 м
выше главного зеркала. По X и Y
амплитуда хода составляет 3250 мм,
угловые отклонения – 17° и вдоль Z
амплитуда 200 мм. Это позволяет
сопровождать небесные тела без
изменения
азимутального
угла
сроком до двух часов (до отклонения
в 6° от оптической оси). Следящая
система включает в себя корректор
Грегори (SAC, 500 мм, 11 м),
ликвидирующий
сферическую
аберрацию,
который
наиболее
эффективен в области 4°. Следящая
система позволяет также исправлять атмосферную дисперсию посредством атмосферного
дисперсионного корректирующего устройства (ADC), не допускает к формированию
изображения паразитный свет, отходящий от посторонних источников. Далее свет
распределяется по оптическим волокнам к различным инструментам.
Юстировка
10
Цель юстировки состоит в том, чтобы сохранять отклонение сегментов от их
идеальных положений на образцовой сфере не более чем 30 нм. Периодические измерения
выполняются с подводом оптического юстировочного сенсора, расположенного в центре
кривизны главного зеркала. Чувствительные элементы сравнивают возвышение сегмента над
соседними. При превышении над допустимым отдаются команды приводам в зеркальных
креплениях. Зеркальные крепления соединены болтами с вершинами распорок фермы и
обеспечивают поддержку зеркальных сегментов в девяти точках. Приводы способны
передвигать сегмент вверх и вниз, а также осуществлять их наклон. При этом сила упругой
отдачи определяется направлением силы тяжести. Проверка перпендикулярности оптической
оси следящей системы по отношению к главному зеркалу производится автоколлиматорами.
Инструменты
SALTICAM – универсальное устройство, играющее роль камеры формирования
изображения и фотометра. Камера расположена в главном фокусе и основана на ПЗС 6144 ×
4096 пикселей. Передняя оптика обеспечивает фокусное приведение к f/2. Позволяет
обнаружить предметы такие как, например, пламя свечи на Луне. Поле обзора – круг
диаметра 8'.
Спектрограф с высоким разрешением: диапазон углов падения на эталоны Фабри –
Перо с разрешающей способностью 2500 - 250 000 составляет 8'.
Главный спектрограф основан на фазовых решетках (VPH), изготовленных
голографическим способом. Они обеспечивают высокий выход (до 90 %) благодаря тому,
что углы падения равны углу дифракции, причем максимальная интенсивность
дифракционной картины приходится на высокие порядки. Поддерживает наблюдения в
диапазоне 320 – 900 нм, в будущем запланировано построить дополнительный пробег для
ближнего инфракрасного диапазона (850-1700 нм). Большим достижением для телескопов
такого размера является возможность проведения импульсной спектроскопии.
Поляризационная призма Волластона и эталоны Фабри – Перо с разрешающей способностью
2500 - 13000 дают возможность проведения анализа поляризации.
11
Большой Канарский Телескоп (GTC)
Большой Канарский Телескоп (GTC) [6] – один из крупнейших телескопов
современности. Общая стоимость строительства оценивается в 93 миллиона долларов.
Постройка телескопа проходила под руководством правительства Испании в сотрудничестве
с университетом Флориды. На Большой Канарский Телескоп – Gran Telescopio Canarias
(GTC) – установлена инфракрасная камера CANARICAM. Университет Флориды участвует в
проекте неслучайно, являясь одним из мировых лидеров в разработке подобной аппаратуры.
Согласно договоренности о совместном использовании телескопа, эксклюзивный доступ к
нему получают астрономы и студенты университета Флориды в течение 12 ночей в году.
Еще 8 ночей телескоп используется совместно с Канарским астрофизическим институтом.
Первичное
зеркало
телескопа
сформировано
из
36
шестиугольных
стеклокерамических элементов. Своими размерами – 10.4 метра в диаметре – зеркало
превосходит все созданные раннее.
Телескоп имеет условное высотно-азимутальное основание, с высотной осью выше
первичного зеркала.
Основные системы телескопа.
Корпус – главная система телескопа. Он состоит из цилиндрической бетонной
подложки, которая окружает пирс телескопа. В нём находятся камера телескопа и
контрольно-измерительная аппаратура. Это защищает зеркала телескопа от всевозможных
нагрузок и ветреных потоков воздуха.
Купол сферического типа имеет следующие преимущества:
1)более низкая стоимость конструкции
2)лучшая работа конструкции
3)более низкие эксплуатационные расходы
Купол телескопа - металлоконструкция, внутренним диаметром приблизительно 33 м.
Купол имеет тепловую изоляцию, чтобы уменьшить тепловое воздействие солнечных лучей.
Он кондиционируется в течение дня, чтобы сохранить температуру камеры телескопа для
ночного времени.
Две
камеры вентиляции для апертур встроены в структуру купола с
соответствующими выводами, для естественной вентиляции камеры телескопа в течение
наблюдений. Это сохраняет оптимальные условия окружающей среды внутри телескопа.
При необходимости используется принудительная система вентиляции. Купол
поддерживается на установленном цилиндрическом железобетонном основании с
внутренним диаметром 31 м и высотой 13.2 м.
Флигель поддерживает вспомогательные зоны обслуживания оборудования, типа
диспетчерской, электрической аппаратной, памяти или мастерских по обслуживанию
Оптическая система ответственна за разработку, структуру и степень интеграции
оптических и опто-механических элементов GTC.
Главные элементы оптической системы:
• первичное зеркало (магистральное).
• вторичное зеркало.
• третичное зеркало.
• средства обслуживания для покрытия и очистки зеркал.
• адаптивная оптика.
OSIRIS – оптический спектрограф низкой разрешающей способности. Это новое
поколение инструментальных систем, которые позволяют перестраивать фильтры в сложной
спектроскопии.
Системы управления отвечают за работу телескопа. Системы управления должны
использоваться для наблюдения в целом всех крупных узлов системы и элементов GTC.
Основные функции данной системы:
1)проверка и контроль телескопа
2)планирование наблюдения
12
3)необходимая интерактивная обработка телескопа для точных измерений
Основные обязанности измерительной системы:
1)управлять действиями инструментов, чтобы это было вовремя, в пределах бюджета
и согласно установленным техническим требованиям.
2) участвовать в технологии определения контрольно-измерительной аппаратуры.
3) вести контроль за крупными узлами системы, такими как фотокамера
формирования изображения и т.д.
4)контролировать режимы работы отдельных инструментов телескопа.
Системотехника ответственна за гарантию целостности телескопа как системы и ее
совместимость с пользовательскими техническими требованиями. Это означает, что
различные элементы телескопа должны работать согласованно в совокупности, чтобы
удовлетворять научным требованиям в целом.
Главные обязанности:
1)организация и проверка материальных и функциональных характеристик телескопа,
в соответствии с научными требованиями. Также поддержание средств обслуживания и
изменение времени режима работы телескопа. Организация системы включает граничную
проверку погрешности системы.
2)гарантирование, что построенная система будет экономно и эффективно
поддержана в течение всего режима срока службы.
3)проведение испытаний и ввод в действие телескопа по определенной методике.
3)осуществление сквозного моделирования систем, которые снабжают телескоп
техническими средствами контроля и качества.
Телескоп оснащен специальными приборами: OSIRIS (Оптический спектрограф
низкой разрешающей способности) и CanariCam (тепловой формирователь ИКвидеосигналов / спектрометр с поляриметрическими
и корорографическими
возможностями). В настоящее время создаётся новый прибор: мультиобъектный
спектрограф в ближнем инфракрасном диапазоне. Также разрабатывается следующий
научный прибор для телескопа - спектрограф с высоким разрешением.
Общее описание оптической системы.
GTC – классический отражательный телескоп с двумя зеркалами системы Ричи-Кретьена.
Первичное зеркало. Его специфика:
1) Оно образовано 36 независимыми зеркалами в гексагональной решетке. Расстояние
между смежными сегментами 3мм.
2) Сторона каждого сегмента имеет размеры 936mm. Это эквивалентно размеру
зеркала приблизительно 10м.
3) Активное совмещение сегментов: угол наклона вершины каждого сегмента может
быть исправлен посредством трех устройств позиционирования. Кроме того, взаимное
положение между сегментами будет измерено посредством преобразователей в смежных
гранях между сегментами.
4) Активное искажение сегментов: возможно деформировать каждый сегмент
автоматически с 6 активными степенями свободы. Это позволяет частично исправлять
погрешности фигуры сегмента, которые могут возникнуть из-за нестабильности оптических
и опто-механических элементов.
Вторичное зеркало.
1) Размеры зеркала: 1176мм.
2) Активное совмещение с пятью степенями свободы.
3) Отображает коррекцию движения, формирует изображение.
Третичное зеркало.
1) Эллиптическое плоское зеркало.
2) Умеренно освещаемое стеклянное зеркало.
3) Автоматическое вращение.
4) Автоматическая фальцовка.
13
Телескоп Gemini North
Введение
Обсерватория Gemini состоит из двух 8.1 метровых оптических/инфракрасных
телескопов близнецов (Gemini South и Gemini North), расположенных в двух лучших для
наблюдения за вселенной местах на нашей планете. Вместе эти телескопы имеют высокую
точность и доступ ко всему небу. Одно из этих мест - Мауна-Кеа на Гавайях. Здесь, с высоты
4,200 метров работает телескоп Gemini North (Северный Близнец) [7-22].
Второй телескоп Gemini South расположен на горе Cerro Pachón в чилийских Андах.
Телескоп Gemini North Фредерика К. Джиллетта входит в состав международного
сообщества обсерваторий, которые были построены, чтобы использовать в своих интересах
превосходные атмосферные условия на этом большом, бездействующем вулкане, в сухом,
устойчивом воздухе Тихого океана. Международный штаб обсерватории Gemini расположен
в Хило, в Университете Гавайев.
Телескопы достаточно мощные и похожи на две автомобильные фары, удаленные
друг от друга на 4,800 км.
Оба из телескопов были разработаны, чтобы использовать в своих интересах
последнее слово техники и терморегуляции, чтобы превзойти других в широком
разнообразии оптических и инфракрасных способностей. Один из примеров - уникальная
камера для напыления тонких пленок серебра на зеркала, для защиты, и обеспечения
беспрецедентной работы в ИК диапазоне. Так же включены технологии типа laser guide stars,
мультисопряженной адаптивной оптики и мультиобъектовой спектроскопии. Астрономы в
товариществе Близнецов имеют доступ к последним разработкам, чтобы исследовать
вселенную. Все это позволяет держать пальму первенства по количеству астрономических
исследований и открытий.
Близнецы были построены и работают под товариществом 7 стран, включая
Соединенные Штаты, Великобританию, Канаду, Чили, Австралию, Бразилию и Аргентину.
Любой астроном из этих страны может работать с обоими телескопами, которые имеют
современные сети связи, что позволяет использовать дистанционное управление.
Северный Близнец (Gemini North) имеет структуру с первичным зеркалом 8.1 метра.
Телескоп использует комбинацию активной и адаптивной оптики. Активная оптика
14
используются при необходимости изменения формы зеркала, которое деформируется в
результате собственного веса. 120 приводов установлены под зеркалом, позволяют изменять
его форму, помогая сфокусировать звездный свет с достаточной точность. Адаптивная
оптика используется для компенсации помех, вызванных геомагнитной атмосферой.
Пассивная активная и адаптивная оптика
Наземные Оптические квазиинфракрасные большие телескопы - серьезные инструменты для
исследования нашей Вселенной, но качество их изображения строго ограничено ошибками
(квазистатическими) телескопа, и атмосферными (динамическими) - турбулентность внутри
и вне телескопа. Активная Оптика используется, чтобы преодолеть первое ограничение, а
Адаптивная Оптика для последней. Есть множество физических ограничений на работу
адаптивной оптики. Более детально они рассмотрены ниже.
Пассивная оптика. До недавнего времени, астрономический телескоп оставался
"пассивным" прибором. Отсутствовали любые встроенные корректирующие устройства,
чтобы улучшить качество изображений во время наблюдений. Единственный возможный
регулятор был выбор времени суток.
Считалось, что нельзя избежать атмосферных искажений. Создавались механические
усовершенствования, чтобы минимизировать ошибки телескопа. Точный расчет зеркала и
улучшенная полировка, более жесткие структуры и зеркала, минимизировали
гравитационно-индуцированные деформации. Подбиралось стекло, чтобы избежать
зеркальных искажений, поскольку изменяется температура. Теплоотдача от двигателей и
электронной аппаратуры была минимизирована использованием телескопа в течение ночи.
Купола, которые, кроме того, экранируют телескоп от действий вибрации, охлаждались в
течение суток. Таким образом, качество телескопов средних размеров ограничивалось в
основном атмосферными искажениями.
Активная оптика. Планы в 80-ых, по увеличению собирающей способности телескопов с
зеркалами диаметров много больше 4 м, имели ограничения по весу конструкции и
стоимости. В результате был развит новый метод активной оптики для больших телескопов.
Качество изображения оптимизировалось автоматически встроенными корректирующими
оптическими элементами, работающими в довольно низкой временной частоте ~ 0.05 гц или
меньше. Первый полностью активный телескоп ESO New Technology Telescope на 3.5 м
(NTT) вступил в работу в La Silla в 1989. Активная оптика лежит также в основе
сегментированного 10-метрового первичного зеркала телескопа Кека, работающего с 1992 на
Мауна-Кеа (Гавайи).
Адаптивная оптика – восстановление звездного света, искаженного атмосферой.
Всякий раз, когда звездный свет проходит через нашу атмосферу, он искажается из-за
турбулентности - подобно тому, что мы чувствуем при путешествии в самолете. Мы все
видели эффекты этой турбулентности на звездах, они вызывают мерцание.
Одна из причин, почему космический телескоп Хаббл был помещен намного выше
атмосферы Земли, состояла в том, чтобы избавиться от ее неблагоприятных эффектов. Для
Близнецов, была использована относительно новая технология с названием адаптивная
оптика. Адаптивная оптика берет выборку звездного света, определяет, как атмосфера
исказила свет, и затем используя деформируемое зеркало, восстанавливает волновой фронт
приходящего от звезды излучения.
Адаптивная оптика (АО) – это технология, улучшающая работу астрономических
телескопов. Сокращает эффекты атмосферного искажения при астрономических
наблюдениях. АО работает, измеряя искажение и быстро компенсируя его. Использует
деформируемые зеркала или материалы с переменными преломляющими свойствами. В то
время как методика была теоретически понята давно, только прогресс в компьютерной
технологии в 90-х воплотил данную методику в практике. Адаптивную оптику не следует
путать с активной оптикой, которая работает в более длинном временном масштабе. Самая
простая функция адаптивной оптики - исправление наклона в двух измерениях, который
соответствует наклону фронта импульса. Значительная часть аберраций атмосферы может
15
быть удалена таким способом. Наклоны зеркал широко используются в вечернее (ночное)
время и в солнечных телескопах, исправляя аберрации атмосферы на световом пути и
улучшая качество изображения.
Поскольку звезды далеко от нас, звездный свет, проходя через нашу атмосферу
состоит из параллельных лучей света, которые изогнуты и отклонены воздухом из-за
разности в температуре (и, следовательно, разности в плотности). Наша атмосфера
постоянно изменяется и хаотично смешивается, поэтому эффект является случайным и
динамичным.
Если ничего не предпринимать, искажения, вызванные атмосферой, сыграют свое
дело, и звезды станут больше походить на мерцающие размытые капли (вместо четких точек,
которыми они были бы, если смотреть на них из космоса).
Любые искажения, которые видим на датчике фронта импульса, соответствуют
непосредственно искажениям где-нибудь в атмосфере над телескопом. Чтобы использовать
эту информацию, датчик фронта импульса зондирует и производит выборку каждой зоны,
чтобы определить, как волновой фронт был изменен нашей атмосферой.
Система адаптивной оптики была установлена на Северном Близнеце в начале 1999.
Системы АО работают лучше всего с более длинными волнами. Это означает, что
Близнецы работают лучшие с инфракрасным спектром.
На следующем рисунке изображение слева было взято без адаптивной оптики (AO),
изображение справа было с AO. Обратим внимание, что звездный свет намного более
сконцентрирован с AO системой и даёт значительно более четкие снимки (см.рис.).
Многосопряжённая адаптивная оптика МСАО
Многосопряжённая Адаптивная Оптика (МСАО) - дальнейшее развитие концепции
АО. Она заключается в исправлении турбулентности в трёх измерениях с помощью более
чем одного деформируемого зеркала (ДЗ). Каждое ДЗ оптически сопряжено с определенным
расстоянием от телескопа. Мы называем это расстояние сопряженной высотой,
хотя термин “дальность” был бы более правилен. Преимущество МСАО - уменьшенный
анизопланатизм, следовательно, увеличение поля зрения исправленного изображения.
Многосопряженные АОС будут пытаться исправить трехмерную турбулентность,
увеличивая доступное поле зрения и другие параметры АОС. Это утверждение основано на
томографии турбулентности - оптимальном методе извлечения сигналов многослойной
коррекции при измерении нескольких опорных звезд. При 2-3 зеркалах и 3 - 4 опорных
звёздах (Guide Star) поле зрения раскрывается в 5-10 раз в зависимости от профиля
турбулентности.
Два параметра особенно важны: количество собранного света (позволяющее
обнаружить более слабые и более отдаленные объекты) и угловое разрешение (или резкость
изображения). Для телескопа, используемого в вакууме, разрешение обратно
пропорционально диаметру телескопа.
16
Схематический вид системы
Оптическая система телескопа Gemini North
17
Gemini North использует широко распространенную оптическую систему РичиКретьена. За основу оптической схемы Ричи-Кретьена взята оптическая схема Кассегрена.
В обеих зеркальных системах наиболее вредными являются сферическая аберрация и
кома. В системе Кассегрена со сферической аберрацией справились, скорригировав ее для
каждого из зеркал по отдельности. Кома при этом осталась некорригированной, что сильно
ограничивает полезное поле зрения, как для визуальных наблюдений, так и для
фотографирования. Как известно, для получения безаберрационного (без искажений)
изображения на оси (в центре поля зрения) необходимо придать главному зеркалу форму
параболоида вращения, а в схеме Ричи-Кретьена главное зеркало приобретает форму
гиперболоида вращения. При подробном анализе оказалось, что коррекция изображения для
главного зеркала в системе Ричи-Кретьена получается более качественным и с меньшими
затратами. Дальнейший прогресс оптики позволил создавать очень точные и
высокостабильные зеркала для таких систем, и к настоящему времени построено очень
много таких крупных профессиональных телескопов.
Астрономы нашли, что инфракрасная радиация особенно полезна при попытке
зондировать области нашей вселенной, которые окружены облаками газа и пыли. Из-за более
длинной длины волны, ИК радиация позволяет пройти прямо через эти облака и показать
детали, невидимые, если наблюдать другие типы излучения. Особенно интересны - области,
где формировались звезды, планеты и ядра галактик. Ученые полагают, что там могли бы
найтись огромные черные дыры.
Что позволяет Близнецам "видеть" ИК спектр?
Астрономы используют специальные датчики, чтобы обнаружить инфракрасную
радиацию от космоса, но не все так просто. Поскольку теплота испускается многими
объектами (включая сам телескоп, персонал и камеры), все должно быть тщательно учтено,
и/или охлаждено к очень низким температурам.
Телескопы Близнецы разработаны, чтобы специально использовать их для
наблюдения инфракрасной радиации. Это объясняет выбор местоположений для телескопов.
Оба телескопа расположены на высоких горах, где воздух очень сух. Телескопы также
используют специальные серебряные покрытия на своих зеркалах, что позволяет отразить
значительно больше инфракрасной радиации, чем металлы (обычно алюминий)
используемый на большинстве других зеркал телескопов.
Серебряное покрытие телескопов Близнецов
Близнецы - первые 8.1-метровые телескопы с защитным серебреным покрытием.
Главное преимущество серебра состоит в том, что оно проводит тепловое излучение
телескопа, что в свою очередь увеличивает чувствительность инфракрасных приборов на
телескопе и позволяет видеть теплые объекты (звезды и планеты) значительно лучше.
Чтобы покрыть зеркало диаметром 8.1 метров (площадь 50м2)потребовалось менее
двух унций (50 граммов) серебра! Новое покрытие - является одним из заключительных
шагов в создании Близнецов - самых мощных инфракрасных телескопов на нашей планете.
Каждая установка покрытия включает устройства, названные магнетронами, чтобы
распылить покрытие по зеркалу. В дополнение к большому первичному зеркалу, 1-метровое
вторичное зеркало телескопа и третичное зеркало, которое направляет свет в научные
приборы, были также покрыты, используя то же самое защитное серебряное покрытие.
Чтобы использовать серебро, покрытие должно быть нанесено несколькими слоями,
каждый с однородной толщиной. Магнетроны окружают чистую металлическую пластину
плазменным облаком газа (аргон или азот), который выбивает атомы серебра и вносит их
равномерно на зеркало. Каждый слой чрезвычайно тонок, приблизительно 0.1 микрон.
18
Серебряное покрытие с R=98.75% в середине ИК спектра
Параметры зеркала Gemini North и спецификация покрытия:
1. Диаметр зеркала: 8,1 метра (26,6 футов)
2. Толщина зеркала: 20 см (8 дюймов)
3. Масса зеркала: 24 тонны
4. Площадь поверхности Зеркала: 50 квадратных метров
5. Отражательная способность серебряного покрытия: ~98.75 % (в середине инфракрасной
длины волны)
Приборы Gemini North:
● Altair (прежде известный как GAOS; средство Адаптивной Оптики)
19
Линза Altair разработана, чтобы обеспечить лучшее и более четкое качество изображения
звезд на больших расстояниях, по существу сокращая анизопланатизм системы.
● GCAL(модуль средств калибровки)
● GMOS-North(IFU спектрограф и блок формирования изображений)
Эти два многообъектовых спектрографа Gemini, по одному на каждом телескопе,
обеспечивают 0.36-1.10 µm спектроскопию, отображая по 5.5 arcmin поле обзора.
Решетка расположена в отдельном месте на оптическом пути. Три 2048x4608 матрицы
с 13.5 µm используются как датчики. Диапазон длины волны простирается от 0.36 до 1.10
µm. GMOS в Северном Близнеце оптимизирован в районе конца красного и ИК длины
волны, в то время как Южный Близнец оптимизирован, в синем и УФ спектре.
● Michelle(mid-IR блок формирования изображений/спектрометр)
Датчик Michelle - Si:As IBC матрица с форматом 320x240 пикселей.
● NIFS(near-IR спектрограф)
Спектрограф NIFS (Near-infrared Integral-Field Spectrograph) может наблюдать
относительно небольшой участок неба — квадрат примерно в 3 х 3 угловые секунды с
разрешением 0,1 угловой секунды (тут, конечно, не обошлось без адаптивной оптики
телескопа Gemini). На первый взгляд картинка 30 х 30 точек не слишком впечатляет. Но все
дело в том, что в каждой точке изображения регистрируется не просто количество света, а
детальный инфракрасный спектр в диапазоне длин волн от 1 до 2,5 микрон.
Для этого специальные зеркала в спектрографе разделяют изображение, построенное
в фокальной плоскости телескопом, на 29 узких полосок шириной около 0,1 секунды. Свет
от каждой такой узкой полоски подается на дифракционную решетку, которая растягивает
полоску в спектр. И, наконец, все 29 спектров регистрируются на ПЗС-матрице фирмы
Rockwell 2048 х 2048 пикселей.
С одной стороны, можно считать, что за одну экспозицию NIFS регистрирует сразу
несколько сот спектров — по одному для каждого пикселя в поле зрения. В другой
интерпретации, он получает сразу тысячи изображений на разных длинах волн. Но в
действительности правильнее говорить, что NIFS строит трехмерное изображение, причем,
два измерения пространственные, а третье — спектральное (длина волны). Поэтому
формально NIFS относят к классу 3D-инструментов.
● NIRI(блок формирования изображений в ближнем инфракрасном диапазоне с grism
спектроскопией). NIRI состоит из трёх выбираемых камер (f/32, f/14, и f/6).
● TEXES (спектрограф с высоким разрешением для среднего ИК - диапазона)
Телескоп Магеллан
В середине 80-х годов начал реализовываться проект "Магелан" [23] по
строительству крупнейших на то время двух одинаковых рефлекторных телескопов с
диаметром зеркала 6.5м. Телескопы наблюдают южную часть неба. Они расположены в
100км от г. Ла Серена (Чили), на высоте 8000 футов, где располагалась Обсерватория Лас
Кампанас.
Монтировка телескопов - альтазимутальная. Телескопы построены на расстоянии 60м друг
от друга для работы в режиме интерферометра.
Магелан 1 назвали "The Walter Baade Telescope" или короче: " Телескоп Бааде ".
Первое изображение на нем было получено 15 сентября 2000г.
Магелан 2 назван "The Clay Telescope". Введен в строй 7 сентября 2002г.
Руководство Magellan сотрудничает с обсерваториями Учреждения Карнеги
Вашингтона (OCIW), Университета Аризоны, Гарвардского Университета, Университета
Мичигана, и Массачусетского Института Технологий (MIT).
Первичное зеркало Magellan 1 было впервые покрыто алюминием в Августе 7, 2000. В
конце июня 2001 Университет Аризоны завершил тест второго проекта Magellan в
обсерватории Стюарда Лаб. в Таксоне.
20
В июле 2001 второе зеркало Magellan было доставлено до обсерватории в Чили.
Инструменты Телескопов Magellan:
1) MagIC Direct CCD Camera
2) LDSS-3 Multi-Object Imaging Spectrograph
3) IMACS Multi-Object Imaging Spectrograph
4) MIKE Double Echelle Spectrograph
5) PANIC 10242 IR Imager
MagIC является 24 микронной CCD камерой, с разрешением 2048 x 2048 пикселей.
Доступный набор фильтров состоит из Harris BVRI и Sloan, а также фильтр VR.
Спектрограф Съемки Низкого Разрешения (LDSS-3). Спектрограф первоначально
разрабатывался для использования в центре Cassegrain, в телескопе Вильяма Гершеля (4.2
метра) - на La Palma. Камера STA0500A 4K X 4K CCD с шкалой 0.189 arcsec/пиксель. Вплоть
до семи фильтров могут быть одновременно установлены на фильтровом барабане.
Камера Inamori Magellan и Спектрограф (IMACS) установлены в телескопе Baade. Обе
камеры используют матрицу 8192 x 8192 CCD.
Magellan Inamori Kyocera Echelle (MIKE), - сдвоенный спектрограф, показал высокую
производительность, разрабатывался специально для использования в телескопах Magellan.
Каждый имеет 2k x 4k CCD.
PANIC (инфракрасная камера Persson's Auxiliary Nasmyth), - для формирования
изображения 1-2.5 микрон. Инструмент с разрешением 1024x1024. Дополнительно к
стандарту J, H, и фильтрам Ks, возможно использовать фильтровый барабан.
Оптическая система Грегори (1663)
В телескопе Magellan используется оптическая система Грегори (тип отражательного
телескопа, предложенный Джеймсом Грегори в 1663 г). Данная система состоит из главного
зеркала, имеющего форму вогнутого параболоида вращения, и вторичного зеркала в форме
вогнутого эллипсоида вращения. Фокус последнего совмещен с фокусом параболоида.
Система Грегори даёт прямое изображение, свободное от аберраций на оптической оси.
Грегори не удалось получить зеркала нужной конфигурации, поэтому он не смог построить
свой телескоп до того, как Ньютон создал свой первый рефлектор (более простой, с плоским
вторичным зеркалом). Впоследствии система Грегори была вытеснена кассегреновским
телескопом.
21
Рефлекторы. Рефлекторы (от лат. reflectere – “отражать”) – телескопы с зеркальным
объективом. Рефлекторы используются в основном для фотографирования неба,
фотоэлектрических и спектральных исследований, реже для визуальных наблюдений.
Рефлекторы имеют ряд преимуществ перед рефракторами: в них отсутствует
хроматическая аберрация; главное зеркало может быть сделано больших размеров, чем
линзовый объектив. Если зеркало имеет не сферическую, а параболическую форму, то
можно практически свести к нулю и сферическую аберрацию. Изготовление зеркал легче и
дешевле, чем линзовых объективов, что дало возможность увеличить диаметр объектива, а
значит, светосилу и разрешающую способность телескопа.
В рефлекторах большое зеркало называют главным зеркалом. В фокальной плоскости
главного зеркала могут быть помещены фотопластинки, или цифровые матрицы, для
фотографирования небесных объектов (система первичного или прямого фокуса).
В системе Ньютона объективы представляет собой вогнутое параболическое зеркало,
от которого отражённые лучи небольшим плоским зеркалом (или призмой полного
внутреннего отражения) направляются в окуляр, находящийся сбоку от трубы.
В системе Грегори лучи от главного вогнутого параболического зеркала
направляются на небольшое вогнутое эллиптическое зеркало, которое отражает их в окуляр,
помещённый в центральном отверстии главного зеркала. Поскольку эллиптическое зеркало
расположено за фокусом главного зеркала телескопа, изображение в рефлекторе Грегори
прямое, тогда как в системе Ньютона – перевёрнутое. Наличие вторичного зеркала удлиняет
фокусное расстояние и тем самым даёт возможность применять большие увеличения.
В системе Кассегрена вторичное зеркало – гиперболическое; оно установлено пред
фокусом главного зеркала и позволяет сделать трубу рефлектора более короткой. Главное
зеркало системы Кассегрена – параболическое, оно свободно от сферической аберрации, но
имеет кому (изображение точки принимает вид несимметричного пятна рассеяния). Это
ограничивает поле зрения рефлектора.
В системе Ломоносова – Гершеля, в отличие от рефлектора Ньютона, главное зеркало
наклонено таким образом, что изображение фокусируется вблизи входного отверстия
телескопа, где и помещается окуляр. Эта система позволила исключить промежуточные
зеркала и потери света в них.
В последнее время в зеркальных телескопах широкое применение получила система
Ричи – Кретьена, представляющая собой улучшенный вариант системы Кассегрена. В этой
системе главное зеркало – вогнутое гиперболическое, а вспомогательное – выпуклое
гиперболическое. Окуляр установлен в центральном отверстии гиперболического зеркала.
Поле зрения системы Ричи – Кретьена около 4°.Основной недостаток зеркальных телескопов
в том, что их трубы открыты потокам воздуха, которые портят поверхность зеркал; от
колебаний температуры и механических нагрузок форма зеркал слегка меняется, поэтому
видимость изображения ухудшается.
Многозеркальный Телескоп (ММТ)
История ММТ
В конце 1970-х годов началось развитие нового поколения больших оптических
телескопов, среди которых был Multiple-Mirror Telescope (ММТ) [24-30].
Чтобы собрать как можно больше света от небесных объектов, нужны приборы очень
больших размеров, но телескопы с одним большим зеркалом весьма дорогостоящие.
Многозеркальный телескоп, называемый также телескопом с сегментированным зеркалом, более дешевое решение проблемы. Несмотря на многочисленные трудности при
конструировании и в управлении, такие инструменты были построены. В 1979 году создали
третий по величине телескоп в мире – ММТ.
22
Многозеркальный телескоп (ММТ, телескоп – рефлектор) обсерватории МаунтХопкинс (штат Аризона, США) состоял из шести зеркал диаметром 1,8 м каждое,
действующих как одна большая апертура. Перемещение зеркал координировалось
компьютером и позволяло достичь увеличения, эквивалентного цельному зеркалу диаметром
D = 4,5 м (176 дюймов).
В конце 1980-х годов стало ясно, что развитие науки и техники позволяет создавать
зеркала намного большие, чем зеркала ММТ. При этом было ясно, обновленное
единственное зеркало диаметром D = 6,5 м потребует лишь незначительные изменения и
модификацию здания, где была установка ММТ и его креплений, а сила света от небесных
объектов вообще увеличится вдвое, увеличив соответственно поле зрения телескопа ~ в 400
раз.
После многочисленных доработок, изменений и усовершенствований, а также
ремонта в 1998 году, уже в 2000 году, 20 мая новый телескоп увидел свет и начал свою
работу. Называться он стал по-прежнему Multi-Mirror Telescope (многозеркальный телескоп),
хотя были и другие варианты его названия, например, Mickey Mouse Telescope.
Общая характеристика нового 6,5 метрового ММТ
ММТ является совместным предприятием учреждения «Smithsonian» и университета
Аризоны. По вопросам работы телескопа ММТ можно обращаться в специальную службу
университета «SAO Public Affairs Office»: Dan Brocious Amado, AZ 85645 Phone: (520) 6705706 Fax: (520) 670-5713 Email: dbrocious@cfa.harvard.edu или David Aguilar Cambridge, MA
02138 Phone: (617) 495-7462 Fax: (617) 495-7468 Email:pubaffairs@cfa.harvard.edu, либо в
обсерваторию ММТ: PO Box 210065 University of Arizona Tuscon, AZ 85721-0065 Phone:
(520) 621-1558 Fax: (520) 670-5740.
Телескоп ММТ с главным зеркалом D = 6,5 метров, разработанный для отображения и
спектографических наблюдений звездных и галактических объектов, расположен на вершине
горы Mt. Hopkins: 31° 41´ широты, 110° 53´ долготы, 2606 метров над уровнем моря.
Зеркало диаметром 6,5 метров – гигантская часть установки ММТ, причем вес его
достаточно легкий из-за сотовидной формы. Такое строение зеркала было создано в
специальной зеркальной лаборатории Стюарда в университете Аризоны. Единственное
зеркало d = 6,5м заменило шесть ранних зеркал d = 1,8м.
Одна из главных выгод преобразования ММТ к единственному 6,5-метровому зеркалу
- способность видеть более слабые и более тусклые объекты. Фактически собираемая
телескопом сила света от небесных объектов увеличится в 2,5 раза – важное дополнение для
23
астрономических наблюдений (рис.1). А поле зрения телескопа (фактически область обзора)
увеличится в 400 раз, позволяя наблюдать слабые объекты в открытом космосе, далекие
галактики и другие астрономические явления (рис.2).
Рис. 1
Рис. 2
ММТ содержит альт-азимутальную установку, то есть установку с креплениями,
способную поворачиваться в двух плоскостях: вверх и вниз по высоте, и вокруг
азимутальных точек компаса, как настоящая военно-морская орудийная башня. В телескопе
ММТ эта установка (и крепления) полностью совмещается со зданием, его офисами,
лабораториями и даже ванными, вращаясь с телескопом в течение операций по изучению
космоса.
Классические экваториальные или наклонные крепления должны всегда «бороться» с
гравитацией. Большие телескопические системы (главное зеркало, вторичные зеркала)
телескопа ММТ нуждаются в массивных опорах и других механических устройствах,
которые обеспечивают устойчивость при поворотах системы на разные углы. Кроме этого,
экваториальные крепления нуждаются в большем количестве колебательного пространства
в здании, чтобы выявлять различные небесные пятна малых размеров.
Вообще установка alt-az обеспечивает лучшую надежность креплений, и полная
система ММТ становится легче, проще и компактнее.
Стоит отметить, что новый телескоп имеет адаптивное вторичное зеркало для
исследования в инфракрасной области спектра. Эта новация использует тонкую стеклянную
мембрану (диаметром d=70см, толщиной h=1,7мм), которая может быть деформирована
несколько сотен раз в секунду, чтобы устранить эффекты искажения атмосферы Земли.
Таким образом, получаются изящные, ограниченные дифракцией изображения с высокой
разрешающей способностью.
Как уже говорилось ранее, бывшее здание телескопа ММТ было немного изменено,
чтобы приспособить к нему более длинное зеркало (длина фокуса, естественно, больше). Но
по существу, это все еще большое четырехэтажное, подобное «коробке» строение,
напоминающее гигантские двери «амбара» во фронтальной плоскости. Фактически, здание
было специальным образом разработано, чтобы вводить как можно больше окружающего
воздуха во время ночных операций. Благодаря этому, телескоп
быстро достигает
окружающей температуры воздуха, что позволяет уменьшать любые тепловые колебания
атмосферы выше зеркала. Вместо того чтобы открыть маленький разрез в крыше (как это
делается с обычными куполами), ММТ открыт от пола до крыши полностью, собирая как
можно больше света от небесных объектов. Вот почему телескоп и его детали охлаждаются
быстро и вовремя. А учитывая благоприятную атмосферу и чистые облака на горе Mt.
Hopkins, астрономические условия наблюдения из ММТ остаются одними из лучших в мире.
В заключении отметим, что телескоп ММТ входит в десятку крупнейших телескопов
мира, однако его превзошли, такие телескопы, как: Keck Telescope (D = 10 m), VLT (D = 8,2
m), Subaru Telescope (D = 8 m), GTC, SALT, LBT и другие.
Система активной оптики ММТ
24
Активная оптика, в астрономии – электронно-механическая система для
автоматического поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических
элементов телескопа-рефлектора, прежде всего – его главного и вторичного зеркал.
Идеальную форму (параболоид, гиперболоид или сфера – в зависимости от
оптической схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на
оптическом предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты.
Дальнейшее ухудшение качества зеркал происходит в процессе их транспортировки и сборки
телескопа в башне обсерватории. При эксплуатации телескопа его элементы подвергаются
переменным механическим и термическим нагрузкам, вызванным поворотами телескопа при
его наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т.п. Особенно
сильно искажают форму главного зеркала телескопа его повороты по высоте; они же
приводят к переменному гнутию конструкции телескопа, сбивая настройку оптических
элементов.
Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на
их жесткости. До конца 19 в. основным инструментом астрономов был телескоп-рефрактор,
имеющий линзовый объектив. С ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму
становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру.
Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались
исчерпаны.
Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопамрефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по
всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы
называют «пассивными». Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости,
придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную
поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана
механическая система разгрузки, поддерживающая зеркало снизу в нескольких точках так,
что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту наблюдается объект, а
значит, чем более горизонтально располагается главное зеркало телескопа, тем сильнее
упираются в него снизу поддерживающие элементы, не позволяя зеркалу прогибаться.
Фактически, это стало первым шагом к системам активной оптики.
Главной особенностью современных астрономических систем активной оптики (в том
числе и на ММТ) является линия обратной связи, позволяющая контролировать качество
изображения и при необходимости исправлять его путем управляемой деформации главного
зеркала и перемещения вторичного зеркала телескопа. Контроль осуществляется по
изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого
источника и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектами (т.е.
для гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта
исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из небольших линз. Каждая
линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС-матрицей. Разработано
несколько способов выявления кривизны волнового фронта – по взаимному положению
изображений, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от
случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются
на интервалах в 20–30 сек. По данным анализатора волнового фронта компьютер
вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на
многочисленные механические домкраты, упирающиеся снизу с необходимым усилием в
главное зеркало или слегка перемещающие вторичное зеркало.
При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа
меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно
мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у ММТ и других современных крупных
телескопов главное зеркало либо является относительно тонким (например, при диаметре 8–
9 метров имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов
(например, 36 гексогональных двухметровых пластин составляют главное зеркало у 1025
метровых телескопов Кек-1 и Кек-2). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет
существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро
принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических
деформаций.
Первая система активной оптики была реализована в 1989 на 3,5-метровом Телескопе
новых технологий (NTT = New Technology Telescope) Европейской южной обсерватории (ЛаСилла, Чили). В 1992 подобная система была создана для управления главным сегментным
зеркалом 10-метрового телескопа Кек-1 (Мауна-Кеа, Гавайи). Затем полностью активной
оптической системой были оснащены четыре главных 8,2-метровых телескопа с тонкими
монолитными зеркалами, входящие в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской
южной обсерватории (Параналь, Чили).
Сейчас все современные телескопы диаметром 8–10 м имеют систему активной
оптики. При этом их собственное оптическое качество становится практически идеальным, а
качество получаемого изображения ограничивается лишь нестабильностью атмосферы, для
подавления которой создаются системы адаптивной оптики. В будущем системы активной
оптики планируют применять на крупных космических телескопах; при этом они будут
давать идеальные изображения, качество которых ограничено только дифракцией света.
Система адаптивной оптики ММТ
Цель всех систем адаптивной оптики состоит в том, чтобы получать оптимальные,
ограниченные дифракцией, скорректированные изображения для любой точки небесного
пространства. Для того чтобы это сделать, требуются методы измерения искажений
волнового фронта, создаваемых атмосферой. Самый простой метод заключается в измерении
волнового фронта из отдаленного источника выше атмосферы и предположении, что
падающий волновой фронт на атмосфере находится на параллельной плоскости. Коррекция
адаптивной оптики значительно улучшает качество изображения в среднем ИК диапазоне.
Большинство систем адаптивной оптики используют звезду (естественная звезда
гидирования, NGS) для определения эталона волнового фронта, а оптимальная коррекция
обеспечивается от этой цели (то есть от звезды). Исправленное (скорректированное)
адаптивной оптикой изображение имеет область значительно улучшенного качества
изображения, сосредоточенную в центре гидировочной звезды, которая (область)
уменьшается с увеличением углового расстояния от ведущей звезды. Кстати, система
адаптивной оптики ММТ типа NGS является первой системой, которая использовала
деформируемое вторичное зеркало для исправления оптических искажений, создаваемых
атмосферой Земли, и создавала ограниченные дифракцией изображения в диапазоне от 10
мкм до ближнего ИК диапазона.
Лазерная звезда гидирования (LGS) системы адаптивной оптики посылает сигнал,
проецируя яркое пятно света в атмосферу, и определяет искажения (отклонения) волнового
фронта от обратного (отраженного) сигнала. Такие лазерные системы адаптивной оптики
находят применения на ММТ, а весной 2004г. были впервые тестированы на нем, показав
хорошую коррекцию изображений от искажений атмосферы.
Чтобы закрыть отверстие (кольцо) и начать коррекцию, система адаптивной оптики
NGS должна удовлетворять условию R<10 Мэг. Более низкое качество работы возможно при
R<13 Мэг. Сама NGS должна быть меньше, чем 1 arcsec величины полной ширины на уровне
половины максимума, и значительно ярче, чем любая ближайшая структура или туманность.
Качество изображения системы адаптивной оптики ухудшается с изменением
углового расстояния между NGS и научной целью, поэтому лучшая коррекция наблюдается,
когда научный объект используется в качестве NGS. Область вокруг NGS с хорошей
коррекцией называется изопланатическим пятном, которое является функцией от длины
волны, воздушной массы и угла коррекции. Для длин волн 1.2 – 2.5 микрон такая область
соответствует радиусу R = 10 arcsec. Радиус тем больше, чем больше длины волн. Научные
объекты, которые находятся на расстоянии R = 15 arcsec от NGS и более, будут иметь
плохую коррекцию изображения.
26
Рис. 3. Комплекс системы адаптивной оптики для ММТ
В настоящее время существует два “инструмента“, которые являются процедурными
интерфейсами (PI run): MIRAC 3/BLINC и ARIES.
а) MIRAC 3/ BLINC является формирователем изображения на 5-25 микронах,
которое дает изображения, ограниченные дифракцией до 6 мкм. BLINC - это аннулирующий
интерферометр, который использует MIRAC в качестве формирователя изображения для
аннулирующего режима и обеспечения изменения фокального отношения.
б) ARIES – формирователь изображения на 1–5 (мкм) и спектрограф. Он состоит из
блока формирования изображения в ближнем ИК диапазоне и спектрографа.
На телескопе MMT недавно установили адаптивную оптическую систему, в которой
использована совершенно новая технология, разработанная при поддержке ВВС США. Так
что теперь этот наземный телескоп будет видеть не хуже космического телескопа Hubble (во
всяком случае, земная атмосфера со всеми ее неоднородностями, турбулентностью и грязью
ему теперь не помеха).
В телескопе ММТ, помимо обычной оптики используется дополнительное зеркало
диаметром около 60 см, форму которого можно менять практически произвольным образом,
чтобы компенсировать искажения, вносимые атмосферой. В этом зеркале имеется слой
стекла толщиной менее 2 мм, которое буквально плавает в магнитном поле и изменяет свою
форму в течение миллисекунд. Поверхность зеркала виртуально разбита на 336 участков,
изгибающихся под действием электромагнитных полей, генерируемых 336 актюаторами по
команде компьютера.
Сделать такую систему было, конечно же, нелегко. На создание зеркала, способного
менять свою форму в реальном времени, ушло несколько лет. Управляет этим зеркалом
очень мощный компьютер со 168 процессорами. На основе данных зондирования атмосферы
он дает команды на мельчайшие перемещения того или иного участка зеркала. В итоге на
выходе получается совершенно плоский волновой фронт и, следовательно, четкое
изображение.
Таким способом астрономы надеются найти планеты размером с Юпитер у звезд,
которые находятся на расстоянии около 210 световых лет от нас. Для сравнения, для 8,4метрового "бинокулярного" телескопа Large Binocular Telescope (LBT) каждое такое
27
адаптивное зеркало имеет диаметр 91 см, а его поверхность меняется с помощью 672
актюаторов.
Техническое обеспечение телескопа ММТ
Спектрограф ММТ.
Спектрограф ММТ фактически составлен из двух спектрографов, разделяющих
общую фокальную плоскость узла и два сменных светофильтра. Спектрографы обозначены
Синий канал и Красный канал, их диапазоны длин волн примерно равны. Функции
спектрографа объединены двигателями степпера под контролем микропроцессора.
Синий канал – низкий к промежуточному инструменту – оптимизирован для
спектроскопии в диапазоне от 3 200 – 8 000Å. Ряд дифракционных решеток обеспечивают
разрешение до 30 км/сек. Три дифракционных решетки обязательно находятся в
спектрографе, облегчая таким образом быструю переконфигурацию спектрографа. Текущий
датчик – высокооптимизированный ITL/STA 2688×512 прибор с зарядовой связью (ПЗС –
матрица).
Красный канал – 3,75″ луч спектрографа, оптимизирован для области 5 000 – 10 000Å,
но лучше всего работает на 370 нм. Высокооптимизированный ITL/STA 1 200×800 прибор с
зарядовой связью (ПЗС – матрица) используется как датчик. Спектрограф имеет несколько
операционных режимов, включая высокопропускной режим продольного разреза (slit) с
диапазоном
спектрального разрешения от 2Å до 20Å, и призменный поперечнорассеиваемый режим с диапазоном умеренного спектрального разрешения от 4 500Å до 1
мкм. Как и в Синем канале, три дифракционных решетки находятся в спектрографе
обязательно.
Камеры телескопа ММТ
Мегакам – большая камера с ПЗС-матрицей размером 24'×24' , составленная из 36
ПЗС-матриц 2048×4608 пиксел. Ее 0.08" пиксел обеспечивают хорошее разрешение при
наблюдении. Мегакам имеет 20 вторичных наружных корректоров и 8 щелевых
светофильтров в дополнение к направляющему дьюару, фокусировке и индикатору
волнового фронта импульсов. Миникам была прототипом (опытным образцом) для камеры
Мегакам и в настоящее время доступна в FLWO 1.2м.
Большой Зенитонаправленный Телескоп (LMT)
В общем о проекте
Изначально идея принадлежала Исааку Ньютону. Проект LMT [31-33] начат в 1994 в
Университете Лавал и Институте Астрофизики в Париже. Целью проекта было развитие
зенитонаправленного телескопа, размещая вращающийся жидкий металл в качестве
основного зеркала (минимум 5 метров в диаметре). В проекте приняли участие астрономы из
штата Нью-Йорк, Стони Брук и Колумбийского университета.
Принципиальными целями ученых проекта являются: измерение спектральной
энергии и красных сдвигов более 100,000 галактик и квазаров и обнаружение удаленных
сверхновых звезд. Данные наблюдения позволяют нам изучить космологию, большую часть
структуры вселенной и развитие галактик.
Для упрощения работы и уменьшения цены было решено разместить телескоп на
вершине холма в исследовательском лесе ЮБС Малькольм Кнап (UBC Malcolm Knapp
Research Forest), примерно 70 км к востоку от Ванкувера (Канада). Апертура в 6 метров
сделала этот телескоп третьим по величине оптическим телескопом в Северной Америке. Его
вращающееся жидкое зеркало, с весом около 3-х тонн, является самым большим, которое
когда-либо создавалось.
Характеристики телескопа
Широта
49.2881 градусов
Долгота
122.5731 градусов
28
Высота (над уровнем моря)
395 м
Средняя способность обозрения
0.9 арксек
Диаметр телескопа
6.00 м
фокальное расстояние главного зеркала
f/1.50
Эффективное фокальное расстояние
10.000 м
Поправочная линза
4 отражающих элементов
Диаметр исправленного поля
24 аркмин
утонченный 2048 x 2048 пикселей
Определитель
CCD
Шкала изображения
0.495 арксек/пиксель
Время отклика матрицы изображения
103.6 сек
Ширина обнаружителя
16.9 аркмин
Широкополосная
величина
ограничивающая
Средняя
величина
ограничивающая
полоса,
25.4 (R)
R = 24.4 (750 нм)
Конструкция телескопа
Как показано на рисунке, основные компоненты телескопа - это горизонтальное
главное зеркало, присоединённое к воздушной подушке, обнаруживающая и поправляющая
линзы, расположенные в фокусе основной, стальная поддерживающая структура и система
контроля.
Ключевой компонент телескопа - это воздушная подушка, которая поддерживает
жидкое зеркало. Так как существовавшие раньше воздушные подушки не могли
выдерживать зеркала, диаметр которых превышал 4 метра, компанией Профессионал
Инструментс (professional instruments) была разработана новая воздушная подушка.
Сделанная из нержавеющей стали и весящая более 2-х тонн, внутренние поверхности
29
воздушной подушки обработаны на станке с точностью до микродюймов. Эта ось 56 см в
диаметре может выдерживать нагрузку до 10 тонн. Зеркало поворачивается при помощи
встроенного бесщёточного мотора, работающего от постоянного тока. Оптический
кодировщик снабжен обратной связью с системой контроля. С помощью закрытого контура
управления скорость вращения может управляться с точностью 10-6.
Главное зеркало состоит из вращающихся стальных связок и 30 регулируемых
подкладок, которые поддерживают тарелку толщиной в 6 см.
Тарелка
Тарелка сформирована из семи шестиугольных фрагментов и еще шести более малых
кусочков, склеенных друг с другом. Они образуют оболочку, радиус которой 3,1 метра.
Тарелка сделана из высокоплотной поливинилхлоридной пены с покрытием из
стекловолокна и кевлара, который придаёт большую жёсткость. Центральная труба
расположена на нижней плите, плита и труба сделаны из алюминия. Пеновое ядро было
сделано вогнутым, радиус кривизны которого 18 метров, нагревом пены в большой печи до
температуры 100C. Верхняя часть тарелки создана из чистой эпоксидной смолы. Стенка по
периметру тарелки не допускает разлива ртути. Получаемый диаметр отражения 6.00 м.
С целью уменьшения необходимого количества ртути поверхность тарелки сложена
из шестиугольных плит параболической формы расположенных как можно ближе друг к
другу.
Качество оптической системы базируется на 3х главных факторах: влияние воздуха на
ртуть (Hg), вибрации и вертикального расположения осей вращения. Третий параметр
должен контролироваться с особой тщательностью. Поиск доступной для применения
технологии (позже 80-х годов) показал, что только воздушные подушки могут обеспечить
необходимые условия работы для телескопов, основанных на жидком зеркале. На фото
сверху показан низ телескопа с жидким зеркалом, с близким видом воздушной подушки.
Воздушная подушка
30
Система привода
Этот компонент зеркала прошел наиболее длинную цепь развития с тех пор как
первый телескоп с жидким зеркалом был построен. Система привода должна быть
постоянной и не должна передавать вибрации к зеркалу, которая может вызвать рябь на
поверхности зеркала. Первой использованной конструкцией был синхронный двигатель,
соединённый с соразмерным осциллятором. Зеркало приводится в движение через ремень.
Эта конструкция была достаточной для лабораторных исследований, но не приспособленой
для работы телескопа в ночных условиях. Система была не устойчива к воздействию
изменения температуры и влажности.
В случае с телескопом в 2,7 м ЮБС/Лавал ЛМ (UBC/Laval LM), пояс привода в
данной конструкции был заменен на прямой привод основанном на аналогичной системе
разработанным в НАСА (NASA) для подобного телескопа в 3 метра. Двигатель статора
размещен непосредственно на основании воздушной подушки, а ротор присоединен к
вращающейся оси. Чувствительность оптического преобразователя зависит от внешних
воздействий. Эта новая конструкция более простая, нежели предыдущая.
Конструкция обсерватории
Шесть опорных ног, присоединённых к кольцу, поддерживают коррекционную линзу
и обнаружитель. Линейный соленоид присоединён к каждой из шести ног, что позволяет
подстраивать длину каждой ноги с точностью10 нм. Эти подстройки управляются
компьютером, и позволяют достаточно точно изменить позицию и ориентацию поправочной
линзы и обнаружителя, эти изменения позволяют настроить телескоп.
Обсерватория сделана из дерева и стали, поддерживает крышу, сделанную в виде
ступенек. Крыша способна откатываться на стальных рельсах, что бы открыть отсек для
обзора телескопа. Отсек сделан в виде квадрата со стороной 7 м., и толщиной в 1 м.,
бетонная площадка обнесена бетонными стенами и запечатана для предотвращения разлива
ртути. Маленькое вспомогательное здание присоединено по средствам подземных
коммуникаций с воздушной подушки и содержит воздушный компрессор для подержания
давления в подушке. Телескоп управляется из отдельной операторской комнаты,
расположенной напротив здания.
31
Телескоп Вильяма Гершеля (WHT)
Телескоп Вильяма Гершеля [34-36] расположен на северо-востоке Канарского архипелага, в четырехстах километрах от африканского побережья Западной Сахары на острове
Bonita, что в переводе с испанского означает «Прекрасный». При сравнительно небольшой
площади (всего 706 км2), этот островок отличается особой крутизной, с которой он
вздымается над просторами Атлантического океана — его наивысшая точка (Рокве-де-лосМучачос) находится на отметке 2426 м над уровнем моря. Именно здесь, вокруг этой
вершины и расположилась та обсерватория, где находится интересующий нас телескоп.
Свой «первый свет» телескоп Вильяма Гершеля (WHT) увидел еще летом 1987 г.
Однако, и по сей день он сохраняет свои позиции в ряду самых мощных и продуктивных
астрономических инструментов мира. Этому во многом способствуют его великолепные
оптические качества, благоприятные климатические условия выбранного места и, конечно,
та забота, которой окружают его работающие на нем люди.
Строительство
В качестве монтировки для WHT была выбрана необычная для того времени альтазимутальная платформа. Управление ею было возложено на быстродействующий компьютер, 20 раз в секунду вычисляющий необходимые смещения по высоте и азимуту для
точного ведения телескопа за объектом. Именно Вильям Гершель был первым, кто стал
устанавливать огромные рефлекторы на альт-азимутальные монтировки. Отдавая дань этому
гениальнейшему исследователю неба, астрономы решили дать будущему телескопу его имя.
Купол для 4,2-метрового телескопа WHT весом 320 тонн был построен в 1984 году
канадской фирмой Brittain Steel. Большие детали были собраны в Ванкувере и доставлены на
Пальму по морю. Обшивка купола была сделана уже на месте из стальных пластин толщиной 6,3 мм, а противоветровая защита и створки — из специального алюминиевого сплава.
Для телескопа было сделано армированное бетонное основание, которое поднимает
ось вращения телескопа над землей на высоту 13,4 м. Внутренний диаметр круглого купола
— 21 м, а его шторки позволяют телескопу обозревать небо от зенита до высоты +12° над
горизонтом. Правда в самом зените у телескопа на альт-азимутальной монтировке есть
"Слепое пятно». В случае WHT его радиус составляет всего 0,2 градуса. Размер этого пятна
определяется предельной скоростью вращения телескопа по азимуту, на которой он еще
может точно гидировать небесный объект. Если последний в своем суточном движении по
небу пересекает центральный меридиан как раз в зените, WHT вынужден прекращать экспозицию и за те 3 минуты, пока объект пересекает «слепое пятно", развернуться на 180°.
Только потом он может продолжать гидирование этого объекта с другой стороны от
центрального меридиана, В остальных областях неба компьютерная система наведения
телескопа обеспечивает великолепное качество слежения за объектом, которое вносит
огромный вклад в общую производительность WHT.
Обыкновенное здание прямоугольной конструкции, пристроенное к цилиндрическому
основанию купола — это рабочий флигель. В нем находится установка для алюминирования
зеркала, зал управления телескопом, компьютерный зал, фотолаборатории, мастерские,
офисы и различные службы. Температурные возмущения атмосферы над телескопом
сведены к минимуму, ибо во время наблюдений нет никакой необходимости в излишней
активности людей поблизости от телескопа. Сверх этого в цилиндрическое основание купола
встроены специальные вентиляторы, которые выгоняют воздух из нижней части купола
наружу, предотвращая возможные восходящие тепловые потоки от нагревающихся
элементов привода.
Монтаж телескопа начался осенью 1985 г., когда первые элементы его монтировки
{азимутальные подшипники и гидравлическая насосная система) прибыли к побережью
острова.
32
Установка деталей под куполом началась сразу же после их прибытия на место и
проходила с большим успехом весь оставшийся период 1986 года. Параллельно шла
прокладка кабелей и установка оборудования. В марте 1987 г, начался ввод в эксплуатацию
компьютера, управляющего телескопом, а в мае было алюминировано главное зеркало,
которое вскоре после этого было установлено на место. Интересно, что первые же испытания
азимутальных и высотных подшипников показали, что частота собственных вибраций всей
конструкции совпадает с расчетной, равной 4 Гц. Это был первый успех, упростивший
дальнейшую отладку приводов телескопа и разработку для них программного обеспечения.
Для полноты картины добавим, что вес одной только оптической системы этого гиганта —
80 тонн, а вместе с монтировкой он весит все 186 тонн. И уж совсем невероятным кажется
то, что при всей этой громоздкости, обычный человек при желании может повернуть весь
телескоп одной рукой. Все дело в том, что подшипники WHT устроены таким образом, что в
рабочем положении телескоп плавает на слое масла толщиной 0,1 мм, который создается в
них под высоким давлением.
Оптика телескопа
1)
2)
3)
4)
5)
диаметр главного зеркала (параболического) d = 4,2м
диаметр отверстия в главном зеркале d’ = 1,21м
фокусное расстояние главного зеркала f = 10,5м
диаметр вторичного зеркала (гиперболического) d2 = 1м
эффективное фокальное расстояние 46,2м
К моменту завершения его постройки в 1987 году, телескоп имени Вильяма Гершеля
был третьим по величине в мире телескопом с цельным зеркалом. Крупнее него были только
знаменитый 5,1-метровый телескоп им. Джорджа Хейла и наш 6-метровый Большой
Телескоп Азимутальный. Однако такого качества атмосферы, которым славится Пальма, не
имел ни тот, ни другой. И это еще не все! Тестирование главного зеркала WHT показало, что
33
качество его поверхности оказалось в то время самым высоким в своем классе: 85% света
удаленной звезды оно собирало на площади всего 0,3 угловой секунды! Прибавьте к этому
великолепную современную систему разгрузки главного зеркала (речь о которой еще
впереди), сохраняющей его форму близкой к идеальной при любом положении телескопа, —
и вы поймете, почему вплоть до появления в 1993 г. 10-м телескопа им. Кека многие считали
WHT самым мощным телескопом в мире.
Уже в 1988 году на спектрографе слабых объектов в главном фокусе WHT астрономы
смогли получать спектры и измерять красные смещения у квазаров 20-й звездной величины
всего за полчаса экспозиции. Для сравнения скажем, что на получение спектра первого квазара ЗС48 5-м рефлектору Хейла потребовалось 7 часов экспозиции, хотя этот объект был в
40 раз ярче квазаров, изучаемых на WHT. За это, в частности, астрономы окрестили тогда
телескоп им. Гершеля «самой лучшей в мире машиной красных смещений».
Телескоп собран по классической кассегреновской оптической схеме с главным
зеркалом параболической формы, сделанным из специального стекло-керамического
материала кервита. Коэффициент теплового расширения этого материала в обычных
диапазонах температур почти не отличается от нуля. При диаметре рабочей поверхности
главного зеркала 4,2 м его фокусное расстояние составляет всего 10,5 м! Иными словами,
главное зеркало имеет очень большое относительное отверстие — 1/2,5. Выпуклое
гиперболическое вторичное зеркало WHT имеет диаметр 1 м. Создаваемое им экранирование
главного зеркала оказывается равным 1,21 м, то есть около 8%.
Заготовка главного зеркала WHT
Готовое зеркало
Отношение диаметра главного зеркала к его толщине равно 8. Можно сказать, что
пропорционально это зеркало было тоньше, чем у большинства зеркал крупных телескопов
того времени. Однако это еще совершенно не то «тонкое зеркало» нового класса, которое
сегодня можно встретить на крупнейших телескопах нового поколения. Можно сказать, что
WHT оказался одним из самых лучших телескопов, построенным еще по старой схеме с
толстым и не деформируемым главным зеркалом. Нулевой коэффициент расширения
материала, из которого оно сделано, и очень сложная система его разгрузки — вот те два
фактора, во многом, благодаря которым сама необходимость деформировать главное зеркало
WHT почти сведена на нет.
Уход за зеркалами
Напомним, что острое Пальма имеет еще одно название, Bonita, которое он получил
за особую красоту и пышность природы. Как это не парадоксально, но астрономам это
приносит дополнительные хлопоты: зеркала WHT особенно страдают от... обыкновенной
пыльцы! Добавьте к этому сырой воздух, иногда приносимый с океана, и вам станет ясно,
почему главное зеркало WHT каждую осень после летнего периода цветения снимают с
телескопа, укладывают горизонтально на пол, отмывают старое покрытие каустической
содой, а потом заново алюминируют. Здесь не ленятся делать это каждый год, стараясь
поддерживать отражательную способность главного зеркала на уровне 85%.
Для алюминирования зеркало помещают в большую вакуумную камеру, в которой
после откачки воздуха включают (всего на 90 секунд) установку, испаряющую алюминий.
Затем эту установку выключают и алюминий осаждается буквально на все вокруг. Из испа34
рившихся 63 грамм огромной поверхности главного зеркала достается всего 3,5 г, которые
распределяются по этой площади слоем толщиной около 100 нм.
Интересно, что после 1998 года в качестве эксперимента зеркало решили не
алюминировать, а чистить каждые два месяца пеной из замороженного углекислого газа. Эта
пена неплохо сбивает пыль, а сама моментально испаряется, но оказалось, что такая очистка
восстанавливает отражательную способность зеркала лишь частично, и когда в июне 2000
года она упала до 81% стало ясно, что это не выход из положения. Зеркало заново
алюминировали, правда, перед этим провели еще один эксперимент — его попробовали помыть обыкновенной теплой водой со специальным моющим средством! Результат оказался
хорошим: после мытья оно стало отражать 85% света, а после алюминирования — все 88%.
Теперь телескопы Группы Исаака Ньютона моют таким образом каждые несколько месяцев.
Главная цель всех этих «мойдодыровских» средств: увеличить интервалы между
переалюминированием. Это позволит сократить количество потерянных ночей, затраты
рабочей силы, а также уменьшит риск разрушения самых незаменимых частей этих телескопов (ведь для снятия зеркал используются краны!).
Вторичное зеркало WHT и плоское зеркало Нэсмита подвержены внешнему
воздействию в гораздо меньшей степени, поэтому их переалюминируют только раз в
несколько лет.
Разгрузка главного зеркала
С ростом диаметра зеркала проблемы с его разгрузкой растут очень быстро. Если
мысленно увеличить зеркало телескопа вместе со схемой его крепления в два раза, точно
сохранив при этом все пропорции, то деформации возрастут уже в четыре раза!
Главное зеркало WHT имеет весьма изощренную систему осевой и поперечной
разгрузки. Осевая система, в свою очередь, состоит из двух подсистем. Первая — это так
называемая плавающая осевая система, состоящая из массива пневматических цилиндров и
насосной системы, которая поддерживает в них давление газа на уровне, необходимом для
удержания веса главного зеркала. Вторая — это осевая система, контролирующая
правильное положение главного зеркала в трех точках на его краю при любом наклоне
телескопа. Другими словами, первая система разгружает зеркало, а вторая следит за его
правильным осевым положением и служит теми опорными точками, относительно которых
оно разгружается.
Всего под главным зеркалом находится 60 пневматических цилиндров, которые
располагаются концентрическими окружностями и разделены на три сектора по 120°
каждый. Все цилиндры каждой группы связаны системой трубопроводов со своим
индивидуальным контроллером, расположенным под главным зеркалом. Каждый из трех
контроллеров имеет два набора управляемых клапанов. Один набор связывает его цилиндры
с находящимся под давлением резервуаром с азотом, другой — с вакуумной камерой.
Клапаны каждого из трех контроллеров управляются своим сенсорным нагрузочным
датчиком, располагающимся на краю зеркала, таким образом, чтобы давление на этот датчик
со стороны зеркала при любом наклоне телескопа от зенита до горизонта всегда было близко
к нулю (±5 кг). Общий вес главного зеркала при этом 16,5 тонн! Оптимальное распределение
давления между 20 пневматическими цилиндрами каждой группы для правильной разгрузки
зеркала рассчитывается с помощью специального компьютерного алгоритма.
Система поперечной разгрузки главного зеркала WHT столь же совершенна и служит
для удержания зеркала на главной оптической оси и поддержания его формы при любом
наклоне телескопа, когда сила тяжести стремится сместить зеркало относительно этой оси в
сторону и вызывает в нем поперечные напряжения.
35
Система осевой разгрузки главного зеркала. 60 пневматических цилиндров связаны
системой трубопроводов с клапанами, посредством которых в них регулируется
давление на обратную сторону главного зеркала.
Как минимум один раз в году, когда зеркало после алюминирования вновь помещают
на свое место, производится настоящий контроль за формой его поверхности, и делается это
с использованием камеры Шека-Хартмана, той самой, которая выполняет роль детектора
волнового фронта в телескопах с активной оптикой.
При всем совершенстве разгрузки главного зеркала WHT эта система все же не
является активной в истинном смысле этого слова. Причина проста: как бы ни была
совершенна эта система, она лишена возможности исправлять форму реального волнового
фронта, отраженного от главного зеркала, путем изменения его формы во время наблюдений.
В этом и заключается ее главное отличие от систем с активной оптикой. Да, зеркало WHT
изготовлено с великолепной точностью. Да, при совершенной разгрузке можно надеяться на
то, что его поверхность имеет ту же самую форму, что и на лабораторном столе. Но,
«тонкое» зеркало «настоящей» активной системы, даже если его форма изначально и не
столь совершенна, легко поддается изменению приблизительно по такой же схеме, как это
осуществляется на WHT, только его деформацией в данном случае управляет детектор, уже
«знающий» истинную форму собираемого телескопом волнового фронта. И тогда даже не
очень совершенному, но деформируемому зеркалу можно придать форму, еще более точную,
чем у изначально прекрасно сделанного «толстого» зеркала, причем сделать это можно
прямо во время наблюдений.
Схема телескопа
Астрономы, работающие на WHT, также как и на других крупных телескопах мира,
обычно используют сразу несколько оптических фокусов инструмента. Из оптики хорошо
известно, что изображение в главном фокусе параболического зеркала всегда страдает комой
(т.е. внеосевой аберрацией), которая очень быстро возрастает с увеличением относительного
отверстия зеркала (пропорционально его квадрату). Нескорректированное изображение в
главном фокусе параболического зеркала WHT с большим относительным отверстием
А=1/2,5 конечно же будет страдать чудовищной внеосевой комой. Помимо комы, внеосевые
изображения небесных объектов будут страдать астигматизмом, который при увеличении
относительного отверстия растет гораздо медленнее комы (пропорционально только первой
степени А), зато очень быстро возрастает с удалением изображения от оси зеркала. Поэтому
для работы а главном фокусе WHT используется трехэлементный линзовый корректор,
исправляющий эти искажения. Он несколько уменьшает относительное отверстие (до 1/2,8)
и дает 40' невиньетированное поле, расширяемое до 10 при 60% ослаблении света на краях.
Для такого большого инструмента это прекрасные показатели. Для сравнения скажем, что
поперечник изображения в главном фокусе БТА со скорректированными соответствующим
образом комой и астигматизмом равен всего 14'.
36
Оптическая схема WHT
Когда астрономы работают не в главном фокусе WHT, место линзового корректора
занимает вторичное гиперболическое зеркало, которое отражает лучи, собранные главным
зеркалом, и направляет их в центральное отверстие в последнем. Там, прямо позади главного
зеркала, около прямого кассегреновского фокуса располагается основной комплект
приемников WHT.
Помимо двух основных зеркал, телескоп оборудован еще и третьим плоским
вспомогательным зеркалом, которое может вдвигаться в световой пучок под углом 45° как
раз там, где ось этого пучка пересекается с осями вращения телескопа (чуть выше главного
зеркала). В зависимости от его положения, оно может отклонять пучок света, идущий от
вторичного зеркала, в четырех перпендикулярных направлениях. То есть, либо в один из
подшипников высотной оси телескопа, которые имеют для этого внутри специальное
отверстие, выводящее свет на платформы Нэсмита, либо перпендикулярно этой оси, в
изломанные кассегреновские фокусы, где тоже могут размещаться небольшие
вспомогательные инструменты. На платформах Нэсмита в одноименных фокусах обычно
располагаются особенно большие или массивные инструменты. Во время наблюдений
можно за считанные минуты переключаться на любой из закрепленных в этих четырех
направлениях приборов. Делается это простым поворотом плоского Нэсмитовского зеркала.
Однако переключиться с работы в главном фокусе WHT на любой из остальных (будь то
главный кассегреновский, изломанные кассегреновские или фокусы Нэсмита) можно лишь
днем, когда линзовый корректор меняют на вторичное зеркало.
Эффективное фокусное расстояние WHT в прямом и изломанных кассегреновских
фокусах, а также в обоих фокусах Нэсмита равно уже 46,2 м (А=1/11). Соответственно, в них
уменьшается и поле зрения: в главном кассегреновском фокусе до 15', а в фокусах Нэсмита и
изломанных кассегреновских — до 5'. На многих крупнейших рефлекторах мира,
построенных как по классической кассегреновской схеме, так и по схеме Ричи-Кретьена (где
главное зеркало имеет гиперболическую форму), используются те же самые фокусы, о
37
которых рассказывается здесь на примере WHT, поэтому их описание в этом смысле
является универсальным.
Большое поле зрения WHT в главном фокусе, а значит и возможность проведения
обзорных работ — это один из двух козырей, которые позволят этому телескопу и в XXI веке
сохранять свои позиции среди других крупных инструментов мира. Сегодня этим полем
«наслаждаются» сразу два прибора WHT. Первый — мозаичная камера главного фокуса,
состоящая из двух стоящих рядом ПЗС-матриц размером 2000x4000 пискелов каждая и
покрывающая поле 16'х16'. Второй — многообъектный спектрограф, получающий свет из
главного фокуса по 150-ти независимым волноводам от такого же количества небесных
объектов, выбираемых в поле зрения.
Из сказанного выше совершенно ясно, что производительность мозаичной камеры
главного фокуса WHT явно может быть улучшена, ибо в такое поле зрения почти без всякого
виньетирования спокойно встанет к примеру даже такая большая матрица, как MOSAIC II,
имеющая размер 8192x8192 пиксела. Снимок туманности Розетка, сделанный на 0,9-м
рефлекторе обсерватории Китт-Пик (Звездочет, 2001 г., №4. стр, 26), был получен именно с
помощью такой сверхбольшой матрицы, и сегодня астрономы, работающие на WHT, уже
размышляют на эту тему.
Новый поворот
Сегодня многие современные телескопы переходят на качественно новый уровень.
Речь идет о внедрении систем с адаптивной оптикой, главная задача которой — исправление
искаженного волнового фронта светового потока, прошедшего многокилометровую толщу
атмосферы. Разрешение таких систем со временем превзойдет даже то, которое мы сегодня
имеем на снимках внеатмосферного «Хаббла».
Чем ответит на это в XXI веке WHT? Сможет ли он и сегодня составить конкуренцию
телескопам нового поколения, которым сама атмосфера — уже «не указ»? Оказывается,
может, и без всяких натяжек.
Благодаря прекрасным оптическим качествам этого телескопа работа системы
адаптивной оптики (АО) оказалась на нем более чем возможной, и первое ее успешное
тестирование на WHT прошло именно на стыке двух веков. Работая с реальным волновым
фронтом, эта система в принципе не различает источники его искажения. NAOMI — так
называется эта система — сейчас установлена в одном из фокусов Нэсмита.
Каждая система АО в огромной степени проектируется под условия турбулентных
слоев атмосферы конкретного места. Деформируемое зеркало NAOMI по существу не
является цельным деформируемым зеркалом, а имеет сегментированную поверхность.
Считается, что в условиях Пальмы такая система даст более качественные изображения при
работе в видимом диапазоне, чем другие системы АО с цельными деформируемыми
зеркалами. А если учитывать также «эффект конуса» при работе с искусственной звездой,
угрожающий большим телескопам, понятно почему вторым козырем WHT в XXI веке станет
его работа именно в оптическом диапазоне — там, где NAOMI в паре с 4-метровым зеркалом
WHT обещает исправлять атмосферные искажения даже лучше, чем на более крупных
телескопах.
Уже сегодня, параллельно с обкаткой NAOMI, полным ходом идет разработка целого
комплекса различных оптических и инфракрасных приемников и спектрографов, которые
будут работать на WHT вместе с NAOMI.
Телескоп SOAR
Проект является партнерством между Бразилией, представленной CNPq, и США,
представленными University North Carolina (UNC), Michigan State University (MSU) и National
Optical Astronomy Observatories (NOAO). SOAR расположен в Cerro Pachоn, 300 миль к
северу от столицы Чили – Сантьяго. Долгота 70° 44' 01.4" W , Широта 30° 14' 16.8" S, Высота
2738 м, Casilla 603, La Serena.
38
Южные небеса имеют замечательные небесные объекты, которые невидимы или
слабо видимы на севере.
SOAR (Southern Astrophysical Research – Южный Астрофизический Исследователь)
[37-39] - зеркальный телескоп. Первичное зеркало - 4.1 метра в диаметре.
SOAR имеет активную систему оптики (AOS), которая использует 120 подвижных
осевых опор, чтобы поддерживать кривизну поверхности первичного зеркала (M1) и 6
боковых опор, которые принимают на себя вес M1. Calibration Wave Front Sensor (CWFS)
использован, чтобы измерять волновой фронт и регулировать силы, воздействующие на
осевые опоры. Третичное зеркало (M3) оснащено tip-tilt controller (контроллер адаптивной
оптики). Он может быть использован вплоть до 50Hz, улучшая видение для установленных
инструментов.
Выполняя одну из своих центральных действующих целей, SOAR сделал первые
наблюдения ярких остатков наиболее отдаленного взрыва во Вселенной. Для этого
использовался инфракрасный инструмент OSIRIS.
Оптика Телескопа SOAR
Трёхзеркальная оптическая система SOAR
Поступающий свет собирается большим первичным зеркалом внизу телескопа. Затем
отражается до второго зеркала, потом до третьего зеркала, и затем на один из нескольких
инструментов, которые устанавливаются радиально на других фокусных станциях вокруг
телескопа. Такое размещение позволяет установить на SOAR много инструментов
одновременно, не блокируя путь поступающего света.
Первичное зеркало было сделано из стекла Corning Ultra-Low Expansion. Сначала
выполнено из маленьких гексагональных сегментов, которые, затем сращивались вместе в
большое зеркало. Получилось зеркало 4.2 метра в диаметре, но только 4 дюйма толщиной.
Зеркало было сформировано в мениск нагревом в большой печи.
39
Активная структура оптической поддержки (Active Optics Support Structure) Goodrich снабжала первичное, второе и третье зеркала, и их активную систему оптики, как
комплексную систему.
Вторичное зеркало установлено на шестиноге, для медленнодействующего
активного управления.
Третичное зеркало – плоское, держится на круглом столбе, который проходит через
отверстие в центре первичного зеркала. Коррекция его наклона обновляется 50 раз в секунду.
Оно также вращается, чтобы выбирать желаемый порт инструмента.
Техническое Описание SOAR
Крупные элементы системы SOAR.
Корпус(The Enclosure)
Благодаря корпусу достигается точное управление температурой, посредством вентиляции
через небольшую область купола.
Полузакрытый дизайн делает телескоп более точным, прослеживающий управление
циркуляцией ветра.
Здание было разработано в США и было создано рабочими Чили.
Купол был построен в Бразилии, использовавшей стекловолокно США.
Двигатели и приводы (The Mount and Drives):
Построены фирмой Vertex-RSI Corp, в Техасе.
Используются крупные подшипники, как для корректировки высоты, так и азимута.
Очень высокое быстродействие:
< 2 arcsec rms слепая точка.
< 0.2 arcsec rms исправление ошибки.
< 0.2 arcsec rms прослеживает неустойчивую синхронизацию.
4.1м первичное зеркало.
Очень высокое оптическое качество – 17нм rms поверхности.
Низкая термическая масса.
Первичное зеркало - 4 дюйма толщиной.
Активная оптическая система:
Управление 120 приводами.
Второе зеркало на активном «шестиноге» (hexapod).
Анализатор образа устанавливается в одном порту инструмента.
Быстрая активная коррекция во всех фокусах:
Активное управление третичным зеркалом.
Установленные инструменты
2 группы Nasmyth, по 3 инструмента каждый.
2 складных кассегреновских фокуса (Folded-cassegrain foci).
Быстрая смена инструментов
40
Требуется 60 секунд, для переключением на другой инструмент.
По крайней мере, два инструмента всегда активны.
Инструменты SOAR
Телескоп SOAR предназначен для большой нагрузки. Ящик поддержки инструмента
(ISB-Instrument Support Box) в каждом Nasmyth фокусе может нести группу трех
инструментов с общим весом вплоть до 3000кг и содержит коллективное Tip-Tilt guider и
устройство калибровки. Два порта "Folded Cassegrain" на поднимающемся круге могут
поддерживать дополнительный маленький инструмент каждая, весом до 300кг. Третий такой
порт держит Сенсор Калибровки Волнового Фронта (Calibration Wavefront Sensor)
использующийся, чтобы настраивать активную оптическую систему (Active Optical System).
Третье зеркало вращается, чтобы выбирать фокус, тогда как луч, управляющий
оптикой в пределах каждого ISB, направляет свет на выбранный инструмент.
Оптический блок формирования изображения (SOI) - блок формирования изображения с
двумя матрицами EEV 2x4k CCDs имеет FoV 5.5’ квадрат с 77mas пикселями. Инструмент
управляет линейным ADC, чтобы корректировать дифференциальное преломление
атмосферы. SOI регулярно используется в телескопе.
Блок формирования изображения и ИК спектрограф OSIRIS.
OSIRIS - камера близкого ИК-диапозона и спектрограф, раньше они использовались в
4m телескопе Blanco на Cerro Tololo, а теперь доступны в SOAR. OSIRIS полностью
доступен и для обычных операций. В f/7 режиме наилучший образ взятый на K полосе имел
FWHM 0.35”, с централизованным видением 0.29”, показывая, что оптика SOAR содействует
только 0.2” в эту величину.
Спектрограф Goodman - оптический блок формирования изображения и спектрографа с
решетками Volume Phase Holographic (VPH), создан и принадлежит University North Carolina.
Есть колесо с щелями на фокальной плоскости и два фильтра или grism колеса в
параллельном луче, делающем GS разносторонним инструментом. Доступен режим
polarimetric.
Спартанская Инфракрасная Камера (Spartan Infrared Camera) - высокий
пространственный блок формирования изображения разрешения ИК, созданный в Michigan
State University. Спартанец имеет фокальную плоскость, состоящую из четырех 2048x2048
пикселей "Hawaii-II" детекторы HgCdTe, дающую FoV 3’x3’ с 43mas пикселями в f/21 или
5’x5’ с 73mas пикселями в f/12. Спартанец имеет два колеса с фильтрами, которые дают, в
41
общей сложности 29 фильтров. Первоначально были только широкополосные J, H и K
фильтры (основанное на предписании MKO-NIR). Ожидается, что Спартанец установят в
SOAR в течение Мая 2006.
Спектрограф IFU (IFU Spectrograph SIFS) - волокно Integral Field Unit спектрографа (IFU),
создано и принадлежит LNA в Бразилии. IFU имеет 1300 волокон в 50x26 прямоугольной
апертуре. Поле зрения - 4”x7.5”with 0.15”fibers или удвоенный FoV с 0.3”fibers. Ожидается
появление SIFS в телескопе в конце 2006.
Феникс Инфракрасный Спектрограф Высокого Разрешения.
Феникс будет разделен между SOAR и Gemini-South. Феникс является спектрометром
высокого спектрального разрешения (R~50000 - 75000) near-IR (1-5µm). Построен NOAO и
прежде использовался в Kitt Peak National Observatory 2m и 4m телескопах. Инструмент
охватывает длину волны диапазона 1-5µm с 0.51% длиной волны охвата (1500 km/s). Длина
щели - 14", и доступные щели - 2, 3 и 4 пикселя шириной, плюс открытая щель (без щели) и
2 отверстия для болта пикселя. Ширина щели и решения - 0.17" и R ~ 75000, для 2 щелей
пикселя; 0.35" и R ~ 40000 для 4 щелей пикселя
Сенсор калибровки волнового фронта (CWFS)
Использован, чтобы настраивать Адаптивную систему первичного и вторичного
зеркал для того, чтобы достичь наилучших возможных образов. CWFS был построен
специально для SOAR и основан на их лабораторных измерения волновых форм.
CWFS – включает в себя сенсор волнового фронта Shack-Hartman, в котором
использован массив микролинз, чтобы делить зрачок телескопа, под апертуру. Каждая
микролинза производит точку, позиция которой записывается, используя Apogee AP6E
термо-электрическую камеру CCD. При сравнении позиции точек от звезды с источником
калибровки, который проектирует отличный сферический волновой фронт, возможно
измерить уклон по фронту волны через каждую апертуру и таким образом восстанавливать
изображение по фронту волны.
Управляющее программное обеспечение для SOAR Active Optics System (AOS),
использует CWFS, чтобы вычислять усилие, требующееся для каждого из 120 привод
первичного зеркала, и позицию вторичного зеркала. В этом режиме AOS управлялся через
таблицу перекодировки (содержит оптимальные параметры для зеркал). Цена CWFS свыше
10 млн.
Канадско-Французско-Гавайский телескоп (CFHT)
Обсерватория располагается в высокогорной местности на Гавайских островах на
высоте 4200 метров. Это одно из лучших мест в мире для оптической, инфракрасной и
субмиллиметровой астрономии, т.к. ясная и сухая атмосфера, темное небо, ясные ночи почти
весь год. Так же наблюдается более чёткое изображение, благодаря низким волнениям
атмосферы на вершине вулкана
Канадско-Французско-Гавайский телескоп [40-46] - 3,6-метровый телескоп.
Введенный в действие в 1979г, он стал главным инструментом французских и канадских
астрономов. Используется также Гавайским университетом. Универсальность конструкции и
удобство расположения делают его подходящим как для оптических, так и для
инфракрасных наблюдений.
Описание Телескопа
CFHT - некоммерческая организация, которая оперирует телескопом с диаметром объектива
3,6 метра, расположенного на гавайском вулкане Мауна-Кеа, возвышающимся на 4.200
метров над уровнем Тихого океана. Это субсидируется в соответствии с тройственным
соглашением между Канадой, Францией и Гавайским Университетом, подписанным в июне
1974.
42
Персонал CFHT включает экспертов в широком профиля, в том числе механика,
электронщика, специалиста по теоретическим основам вычислительной техники, оптика и
астрофизика. Технический персонал дополняется административным обслуживанием. В
CFHT поддерживаются и модифицируются все системы обсерватории и оснащаются
первоклассным оборудованием астрономы, чтобы телескоп оставался конкурентоспособным.
Астрономы обычно наблюдают в телескоп по три ночи в неделю. Чувствительные детекторы
и контролируемые вычислительные машины позволяют проанализировать астрономам
фактические сведения в течение многих месяцев, после чего публикуют полученные данные
в астрономических журналах.
CFHT был разработан в 1970х и увидел первый свет в 1979. Во время первых
наблюдений, 3,6-метровый телескоп был на 6-ом месте в мире по размеру. На сегодняшний
день наиболее большие телескопы имеют зеркало размером от 8 до 10 метров! CFHT
первоначально был спроектирован для использования с большими фотопластинками.
Воспользовавшись быстрой эволюцией оптоэлектронных детекторов (CCDS), CFHT сейчас
43
способен покрыть большинство полезного поля зрения более чувствительными цифровыми
матрицами, чем фотографическими пластинами. Установлен новый детектор Mega prime
imager, который включает Mega cam фотоаппарат, mosaic forty CCD детекторы, с большой
разрешающей способностью(~18, 400 x 18.400 pixels). Первые наблюдения были проведены
в январе 2003, было собрано огромное количество данных. Научные операции начались в
феврале 2003 со специальной программой наблюдения, которая покроет очень большую
область неба. CFHT в будущем будет использовать данные более чем 450 ночей, свыше 5
лет, обеспечивая научную общественность уникальной возможностью проводить широкий
диапазон изучения. Самые важные научные программы в CFHTLS:
1) наблюдение за большим количеством маленьких деталей около Нептуна;
2) определение более точной структуры спектра во Вселенной, путем использования явления
слабого гравитационного искажения;
3) достигнуть более полного объяснения звезд, которые образовались в ранней Вселенной и
более точном описании таинственной темной энергии, которая объяснит геометрию
Вселенной.
CFHT Инструменты
Прямое изображение и спектроскопия - два фундаментальных типа астрономических
наблюдений. CFHT - высоко техничный телескоп и очень эффективный в обоих из этих
областей, благодаря его четырем зеркалам и различным настройкам. Его инфракрасная
способность позволяет астрономам оптимизировать время изучения неба: оптические - когда
фазы Луны низкие, инфракрасные - в ином случае.
Широкое поле зрения - главное достоинство CFHT (благодаря CFH12Kприспосабливающейся оптической системе). Этот инструмент улучшает чувствительность:
исправляет размывание, вызванное волнениями в Земной атмосфере (эффект, при котором
наблюдаются ложные звезды) и получаемое качество картинки приблизительно
эквивалентно аналогичному телескопу вне атмосферы. Инструмент очень хорошо пригоден
для изучения процессов, связанных с формированием звезд. Модификация этой системы,
названной PUEO NUI, планируется и должна увидеть первый свет на небе в 2006. Настоящая
система действует только в инфракрасном диапазоне, и эта модификация улучшит чёткость
картинки при видимом диапазоне.
Универсальный спектрограф раскладывает свет объекта в спектр и регистрирует
относительную интенсивность при различных диапазонах. Эта информация может помочь
астрономам изучить физические свойства объекта: расстояние, скорость, температуру, состав
и люминесценцию. Универсальный спектрограф позволяет наблюдателю собирать вплоть до
ста различных спектров при одном воздействии, значительно улучшающем
производительность телескопа для наблюдения за большим количеством объектов.
Использование этого инструмента внесло вклад во множество важных результатов, которые
продвинули наше понимание структуры спектра Вселенной.
Национальный телескоп имени Галилея (TNG)
TNG (The Telescopio Nazionale Galileo) [47,48] является инструментом итальянского
астрономического общества. Телескоп TNG принадлежит совету CRA (The Italy’s
Astronomical Research Council) и работает под руководством центра им. Галилео Галилея
CGG (Centro Galileo Galilei). Телескоп построен на острове Ла Пальма (Испания) на высоте
2387м над уровнем моря, на территории обсерватории ORM (Roque de Los Muchachos
Observatory).
Первичное зеркало телескопа диаметром 3.58 м создано по современной технологии с
применением активной оптики. TNG оборудован 5 инструментами, и предлагает большое
разнообразие в способах наблюдения, охватывающих оптический и около инфракрасный
диапазоны длин волн.
44
Общее описание
Национальный Телескоп Галилео (TNG) - телескоп с оптической системой РичиКретьен и плоским третичным зеркалом. Следующая таблица показывает главные
оптические параметры TNG.
M1 диаметр 3.58 м, фокусное расстояние 38.5 м (f/11).
M2 диаметр 0.875 м
M2 диаметр рассеивания 1.165 м
Масштаб 5.36arcsec/mm
Диаметр области без виньетирования 25arcmin
Главная особенность TNG - присутствие системы активной оптики (AO), которая
способна исполнить низкочастотную коррекцию оптических узлов, в реальном времени. АО
позволяет компенсировать деформации магистрального зеркала (M1), которое достаточно
тонкое. AO состоит из системы двух сенсоров Shack-Hartman (по одному на каждый фокус)
для считывания отклонений фронта волны. Полученная информация, должным образом
обработанная, используется, чтобы исправить поверхность магистрального зеркала (M1), а
так же положений вторичных и третичных зеркал (M2 и M3). Поверхность M1 изменяется
под воздействием 78 механических приводов. Зеркало M2 контролируется системой из
шести растяжимых приводов, которые поддерживают его в правильном положении и крене
относительно M1. Зеркало M3 корректируется пьезоэлектрической системой.
Оптические измерения, проведённые в показательной лабораторий Zeiss, показали, что 80 %
энергии сосредоточены в пределах 0.11" на длине волны 632nm.
Система Ричи-Кретьена. В 1922 г. французский оптик А. Кретьен предложил
модификацию телескопа Кассегрена с главным и вторичным гиперболическими зеркалами.
Французский оптик-практик профессор Г. Ричи (долгие годы проработавший в США)
построил первый телескоп диаметром 0.5 м по этой схеме. Второй такой телескоп был
построен для Морской обсерватории в Вашингтоне (D = 1000 мм, F/6.8).
Теперь эта система носит название Ричи - Кретьена и широко применяется при
постройке больших рефлекторов. Главная особенность этой системы - отсутствие комы. Это
первый в истории зеркальный апланат. Его отверстие эквивалентно 1/6-1/8 (чего нельзя было
достичь в системе Кассергена из-за наличия комы). Для этого главное зеркало приходилось
делать с отверстием 1/2,5-1/3,5. Изготовление таких светосильных гиперболоидов сопряжено
с большими трудностями, главным образом из-за большого отверстия. Система имеет
45
конструктивное преимущество, поскольку в ней (как в Кассегреновской) эквивалентное
фокусное расстояние значительно больше длины трубы.
Недостатки системы Ричи-Кретьена:
• Исключительно высокие требования к сохранению центрировки зеркал во время
работы.
• Невозможность использования прямого фокуса, поскольку он находится за
вторичным зеркалом, и, кроме того, гиперболическое зеркало само по себе не строит
качественного изображения даже на оптической оси.
• Не исправлена кривизна поля (фокальная поверхность имеет форму сферы, (вогнута в
сторону вторичного зеркала), поэтому для получения больших полей применяются
изогнутые пластинки или линза Пиацци-Смита, которая устанавливается непосредственно
перед фокусом и устраняет кривизну поля.
• Невыгодное экранирование падающего света вторичным зеркалом и внутренними
блендами.
• Наличие вторичного зеркала и растяжек, на которых оно крепится к трубе,
значительно усложняет дифракционную картину, особенно от ярких звезд.
• Полезное поле зрения ограничено астигматизмом.
Активная оптика (АО). Электронно-механическая система для автоматического
поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов
телескопа-рефлектора, прежде всего – его главного и вторичного зеркал.
Идеальную форму (параболоид, гиперболоид или сфера – в зависимости от оптической
схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на оптическом
предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты. Дальнейшее ухудшение
качества зеркал происходит в процессе их транспортировки и сборки телескопа в башне
обсерватории. При эксплуатации телескопа его элементы подвергаются переменным
механическим и термическим нагрузкам, вызванными поворотами телескопа, при его
наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т.п. Особенно
сильно искажают форму главного зеркала повороты по высоте; они же приводят к изгибанию
конструкции телескопа, сбивая настройку оптических элементов.
Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их
жесткости. До конца 19 в. основным инструментом астрономов был телескоп-рефрактор,
имеющий линзовый объектив. С ростом диаметра и веса линз, поддерживать их форму
становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру.
Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались
исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа – рефрактор Ликской обсерватории
(шт. Калифорния, США) с объективом диаметром 91 см и рефрактор Йеркской обсерватории
(шт. Висконсин, США) с объективом в 102 см были построены около 1890 и до сих пор не
превзойдены. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов никогда не
46
изготавливались. На Парижской выставке 1900 года демонстрировался неподвижный
горизонтальный телескоп-рефрактор с объективом в 125 см и сидеростатом для наведения на
объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делались из
стекла, вряд ли удалось изготовить объективы большего размера. Даже если оптическое
качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под
собственным весом.
Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопамрефлекторам: жесткие крепления поддерживают зеркальный диск по всей его нижней
поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют
«пассивными». Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав
ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность.
Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая
система разгрузки, поддерживающая зеркало снизу в нескольких точках. Сила упора
зависела от положения телескопа: чем ближе к зениту наблюдается объект, а значит, чем
более горизонтально расположено главное зеркало телескопа, тем сильнее упираются в него
снизу поддерживающие элементы, не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически, это стало
первым шагом к системам активной оптики.
Главной особенностью современных астрономических систем активной оптики
является линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при
необходимости исправлять его путем управлением деформацией главного зеркала и
перемещением вторичного зеркала телескопа. Контроль осуществляется по изображению
гидовой звезды (Guide Star). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор
волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из небольших
линз. Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС-матрицей.
Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта – по взаимному
положению изображений, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел
от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения усредняются на интервалах
в 20–30 сек. По данным анализатора волнового фронта, компьютер вырабатывает
управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные
механические “домкраты”, которые корректируют главное зеркало, и/или слегка
перемещают вторичное зеркало.
При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа
принципиально меняются: оно не должно быть жестким, как раньше, а должно быть
достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных
телескопов главное зеркало относительно тонкое (например, при диаметре 8–9 метров имеет
толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, 36
гексогональных двухметровых пластин, составляющих главное зеркало у 10-метровых
телескопов Кек-1 и Кек-2). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно
облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает
температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.
Первая система активной оптики была реализована в 1989 на 3,5-метровом Телескопе
Новых Технологий (NTT - New Technology Telescope) Европейской южной обсерватории
(Ла-Силла, Чили).
Сейчас все современные телескопы диаметром 8–10 м имеют систему активной оптики.
При этом качество их оптики становится практически идеальным, а качество получаемого
изображения ограничивается лишь нестабильностью атмосферы, для подавления которой
создаются системы адаптивной оптики.
Адаптивная оптика. Адаптивная оптика начала интенсивно развиваться в 1950-е гг. в связи
с задачей компенсации искажений волнового фронта, вызванных атмосферной
турбулентностью, накладывающих основное ограничение на разрешающую способность
наземных телескопов. Позднее к этому добавились проблемы создания орбитальных
телескопов и мощных лазерных излучателей, подверженные другим видам помех.
47
Адаптивные оптические системы классифицируются по порядку волновых аберраций,
которые они способны компенсировать (т. е. по степени полинома, в виде которого
представляется распределение фазовой поправки по сечению пучка). Простейшие системы 1-го и 2-го порядков - изменяют общий наклон волнового фронта и его кривизну простым
перемещением отдельных оптических элементов. Для систем более высокого порядка в
качестве корректирующих элементов, вначале, чаще всего использовались зеркала, разбитые
на соответствующее число самостоятельно перемещаемых сегментов. Постепенно они
вытесняются гибкими ("мембранными") зеркалами, формой поверхности которых управляют
либо созданием изгибающих моментов внутри самого зеркала, либо действием сил со
стороны несущей конструкции. Часто используются небольшие деформируемые зеркала с
пьезоэлектрическими приводами, устанавливаемые на участках оптической системы с
умеренными размерами сечения светового пучка (неподалеку от фокальной плоскости
объектива телескопа и т. п.).
Информацию о необходимом воздействии на волновой фронт получают методом
пробных возмущений, либо непосредственным измерением формы фронта. Оба эти способа
применяются при создании, как приемных, так и излучающих систем.
Метод пробных возмущений (апертурного зондирования).
Метод заключается в измерении реакции на небольшие, преднамеренно вносимые
фазовые искажения. Контролируемым параметром при этом обычно является интенсивность
излучения в сфокусированном пятне, либо интенсивность света, рассеянного мишенью.
Эффекты, за которые ответственны разные виды фазовых искажений, разделяют либо по
частоте (многовибраторный метод), либо по времени (многоступенчатый или
последовательный метод). В первом случае возбуждаются малые гармонические колебания
различных участков зеркала, либо колебательные моды зеркала в целом, с различными
частотами. Спектральный анализ результирующего сигнала позволяет установить величину
и направление необходимые для оптимизации системы изменения формы фронта. Во втором
случае возбуждение колебаний отдельных участков или мод зеркала осуществляется
последовательно во времени.
Для пробных возбуждений и итоговой корректировки фазового распределения обычно
используются разные зеркала - одно обеспечивает малые изменения фазы с высокими
временными частотами, второе имеет значительно больший диапазон изменения формы и
может быть более инерционным. Связанное с этим усложнение основного оптического
тракта, в определенной степени компенсируется применением лишь одного некогерентного
приемника излучения.
Для прямого измерения формы волнового фронта разработаны самые разнообразные и
порой, весьма оригинальные способы (главным образом интерферометрические), обычно
применяемые в сочетании с методом компенсации волнового фронта (для приемных систем)
и методом фазового сопряжения (для излучателей). Метод компенсации заключается в
восстановлении идеальной сферической формы (утраченной им вследствие влияния
турбулентности атмосферы и аберраций объектива телескопа) у волнового фронта
излучения, пришедшего от находящегося в поле зрения точечного объекта.
В методе фазового сопряжения волновому фронту излучения, испускаемого мощным
источником, придается форма, сопряженная по фазе с фронтом опорного излучения,
рассеянного мишенью и пришедшего к источнику (для предварительного освещения мишени
с целью получения опорного излучения может использоваться как основной, так и
вспомогательный источник). Таким образом, на излучаемую волну заранее накладываются
такие искажения, что последующие искажения на пути ее распространения оказываются
скомпенсированными; этим достигается максимальная концентрация излучения на мишени.
Нередко к адаптивной оптике относят также область лазерной техники, связанную с
применением фазово-сопряженных волн для автокомпенсации искажений волнового фронта,
в мощных лазерных усилителях. В некоторых случаях удается непосредственное
48
преобразование опорной волны в сопряженную, с помощью методов нелинейной оптики и
голографии.
Адаптивная оптика - технология, улучшающая работу астрономических телескопов,
снижая эффекты атмосферного искажения, или астрономического наблюдения. Адаптивная
оптика измеряет искажения, возникающие из-за зеркал или материалов с переменными
преломляющими свойствами. Адаптивная оптика не должна путаться с активной оптикой,
которая работает на более длинном отрезке времени, исправляя геометрию зеркала
непосредственно. Самая простая форма адаптивной оптики – tip-tilt – коррекция
отклоняющегося фронта импульса в двух измерениях, используя быстро перемещающийся
наконечник, наклоняющий и вращающий зеркало по двум из его осей. Существенная доля
воздействия атмосферы, может быть удалена этим способом. Tip-tilt - коррекция широко
используется в вечернее (ночное) время, а также в солнечных телескопах.
Приборы телескопа TNG
SARG – Спектрограф высокого разрешения.
Возможности SARG:
• Обнаружение внесолнечных планет
• Астеросейсмология солнечных типовых звезд
• Получение данных о механизмах формирования в QSO спектрах
• Получение данных о механизмах формирования галактики, анализом химического
состава ископаемых остатков очень ранних звездных скоплений
• Изучение атмосфер звезд
• Изучение атмосфер планет
• Изучение межзвездной среды
NICS – спектрограф около инфракрасного диапазона.
DOLORES – Спектрограф низкого разрешения.
Камера оборудована 2048 x 2048 пиксельной ПЗС. Поле зрения - 9.38 x 9.38 arcmin с
масштабом 0.275 arcsec/pix. Возможно переключение DОLORES между тремя режимами
наблюдения: отображение, спектроскопия длинного разреза и спектроскопия сложного
объекта (МОП - структура).
Камера спекла.
Система адаптивная оптики TNG оборудована оперативной камерой спекла,
ограничивающей дифракцию в видимом свете.
Инфракрасная призма объектива.
Инфракрасный инструмент TNG, NICS, может теперь проводить спектроскопические
наблюдения низкого решения, используя призму Амичи.
AdOpt – Модуль адаптивной оптики.
Модуль адаптивной оптики TNG состоит из двух видов коррекций: tip-tilt (T/T) и
исправления высоких порядков (HO). В настоящее время T/T предпочтительнее для
использования, в то время как HO исправление требует дополнительной оптимизации.
Только Т/Т технология является полностью операционной в фокусировке TNG и
обслуживает ИК блок формирования изображений. Система Т/Т нуждается в гидовой звезде,
чтобы рассчитать отклонение скоростей от номинала и применить эффективное исправление.
Чем четче и ярче гидовая звезда, тем лучше корректировка.
В астрономии, Гидовая звезда – звезда, используемая телескопом для точного
отслеживания небесного тела. Но из-за вращения Земли небесные тела на небе подвижны.
Необходимо учитывать движение телескопа для того, чтобы получить хорошие
астрономические изображения и фотографии. Нам кажется, что небо находится в
постоянном состоянии относительно Земли, когда мы рассматриваем его невооруженным
глазом, но при большой выдержке, легко заметить шлейф от яркой звезды, что говорит о
необходимости учитывать движение неба.
Для управления электрическими двигателями обычно используются компьютер, что
позволяет телескопу двигаться синхронно с движением неба, согласно вычисленной модели
49
вращения. Однако имеет место ошибка, связанная с этой моделью приближения к истинному
движению неба.
Поэтому самые современные профессиональные телескопы используют гидовую
звезду. Датчик наводят на достаточно яркую звезду, которая находится около наблюдаемого
объекта и если изображение начинает дрейфовать, приборы корректируют движение
телескопа. За эти исправления отвечает компьютер.
Телескоп Астрофизического Исследовательского
Консорциума (ARC)
Введение
Телескоп ARC (Astrophysics Research Consortium Telescope) [49] – современный
представитель телескопов среднего размера. Он обладает огромным научным потенциалом,
включая исследование переходных явлений, программы синоптического наблюдения,
программы временного изучения, кроме того, телескоп служит испытательным полигоном
для новых инструментов.
ARC в Обсерватории Апач Поинт (APO) первоначально работал как обычный
телескоп. Специально разработанная программа, позволившая почти полное управление
телескопом через Интернет, сейчас занимает две трети всего рабочего времени телескопа.
Способность быстрой замены инструмента и гибкое планирование, позволяют более
оптимизировано использовать научную теорию при работе с телескопом. В одну ночь с
телескопом могут работать несколько научных программ, используя различные
инструменты. Отдаленные пользователи могут также совместно использовать телескоп,
находясь при этом в различных географических точках. Пользователи могут получить всю
информацию о погоде и графике работы телескопа.
Общие сведения
Обсерватория (АРО) расположена в горах Сакраменто на высоте 2800 м. около НьюМексико Внешний и внутренний вид телескопа показаны на рис. 2 и 3.
Рис 2. Внешний вид 3.5-метрового телескопа.
Рис 3. Вид 3.5-метрового телескопа изнутри.
Телескоп регулярно использует инфракрасный блок формирования изображений и
спектрометр, спектрограф видимого света среднего решения и блок формирования
изображений прибора с зарядовой связью видимого света большого формата.
Быстродействующий инфракрасный блок формирования изображений прибора с зарядовой
связью, и опытный образец адаптивной системы оптики были также объединены с
телескопом.
Телескоп имеет легкое 3.5-метровое первичное зеркало, вторичное и третичное
зеркала. Вращение третичного зеркала обеспечивает доступ к девяти портам инструментов.
50
Прямые двигатели обеспечивают точное управление всей системы. Сам телескоп и его
оборудование имеют низкую массу и находятся при постоянной температуре, также имеется
принудительный подогрев. Вторичное зеркало активно управляется для того, чтобы
скомпенсировать
погрешности центрирования альт-азимутальной системы при
отслеживании объекта, в то время как коллимация периодически регулируется при помощи
датчика волнового фронта Хартмана. Для использования на телескопе доступны несколько
инструментов: инфракрасный блок формирования изображений, grism-спектрометр,
спектрограф видимого света среднего разрешения, блок формирования изображений, прибор
с зарядовой связью с высоким разрешением, спектрограф эшели и другие.
Наблюдение
Как правило, намечаются на ночь две - три программы. Эти научные программы часто
вовлекают различные инструменты, наблюдателей, и установленное соединение.
Наблюдатели могут наблюдать прямо в телескоп, или отдаленно через Интернет или
резервный модем. Многократные отдаленные пользователи могут также соединиться
одновременно из различных географических местоположений, позволяя сотрудничать на
расстоянии. Обычное отдаленное действие телескопа проводилось астрономами ARC из
Израиля, Канады, Великобритании, Кипра, а однажды через спутник с Южного полюса.
Примерно две трети от всех наблюдений сделаны отдаленно.
Смена инструментов проводится ночью, специальным человеком, менее чем за 5
минут. В модернизации телескопа предусмотрена смена инструментов, без помощи человека.
Это позволит нескольким инструментам быть установленным на телескопе одновременно.
Все действия телескопа ведутся под наблюдением специалиста, который является
ответственным за телескоп и человеческую безопасность, так же как и за обеспечение
технологической помощи локальному или отдаленному астроному, использующему
телескоп.
Астрономы посещают сайт, главным образом, для установки и испытания новых
инструментов, или для того, чтобы получить опыт. Соблюдение функций, которые включают
полный контроль над телескопом или инструментом, проверку качества быстрого осмотра, и
исправление данных, производится отдаленным наблюдателем. Отдаленное наблюдение
может быть предпринято только с прямой помощью и под надзором, или наблюдателем с
локальным опытом и обучением. На сайте, некоторая помощь для опытных наблюдателей
может быть обеспечена штатом Обсерватории, но обучение аспирантов или других
неопытных наблюдателей не доступно; это - ответственность того и или иного учреждения
или штата.
Модернизация и улучшения
Хотя с научной точки зрения ранний опыт работы с телескопом раскрыл различные
дефициты, которые препятствуют пользователям извлекать полную выгоду из работы и
способностей, свойственных проекту телескопа, но модернизация сумела исправить многие
недостатки. Были заменены дефектные включения. Пневматическая система поддержки
первичного зеркала была перепроектирована. Были установлены ЭВМ, улучшающие
вентиляцию первостепенных аппаратных средств. Большая, более чувствительная камера
вида была объединена в порт инструмента Nasmyth. Были разработаны и использованы
продвинутые средства выравнивания оптики, чтобы улучшить качество изображения.
Компьютер и системы сети были модернизированы, чтобы дать более высокую вместимость
и лучшую надежность действий. Дополнительные фонды были направлены для достижения
существенного списка усовершенствований в обсерватории: замена вторичного зеркала,
автоматическое управление вращением зеркала, покрытие зеркала, улучшение способности
инструмента, модернизация эксплуатационного программного обеспечения, и т.д.
Ресурсы для главных модернизаций телескопа, существующим инструментам и
развитию новых инструментов полностью не включены в эксплуатационные бюджеты.
Усовершенствования и повышения качества работы вообще рассматривают как специальные
51
проекты и предпринимается одним или более консорциумами. Существенный вклад к этому
процессу получен из сообщества пользователей.
Планы на будущее
Поскольку телескоп АРО приближается к своей второй пятилетке работы, ранние
проблемы ввода в действие, в значительной степени, выяснены, а элементы модернизации
установлены или находятся в процессе установки. Телескоп и инструменты обеспечивают
пользовательское сообщество полезными и часто очень интересными данными. Ожидается,
что сообщество ARC начнет обсуждение по вопросу перевода телескопа АРО в разряд
превосходных visible/IR телескопов общего назначения, с текущими технологическими
инструментами или сконцентрируют ограниченные ресурсы на развитие уникального
научного потенциала АРО.
Хотя телескоп АРО ARC используется главным образом как средство общего
назначения для широкого диапазона небольших проектов, он имеет способности и режимы
работы, которые поддерживают уникальные исследования, которые имеют проблемы при
размещении на больших телескопах. Одна из проблем планирования для ARC - должна ли
стратегия дальнейшего развития поддержать и усилить текущий режим работы, или
установить приоритет и ресурсы для посвященных и специализированных проектов, которые
уникально соответствуют телескопу и его аппаратуре. Такие проекты включают развитие
новой специализированной аппаратуры, выполнение долгосрочных проектов, оптимизацию
быстрого продолжения, и т.д. Комбинация отдаленного доступа наблюдения плюс быстрая
способность замены инструмента позволяет внедрить новые способы наблюдения на АРО.
Столь же привлекательными, как эти новые способы наблюдения, кажутся и
специализированные проекты, многие из астрономов консорциума желают сохранить
текущую эксплуатационную модель, одновременно добавляя и модернизируя инструменты,
и сохраняя большинство времени наблюдения для индивидуальных проектов, особенно,
проводимых аспирантами. Они понимают, что необходимо осторожно рассматривать новые
способы наблюдения и специализированные проекты, во избежание работы обсерватории на
бесцельные проекты лженаправлений науки. С ними традиционно согласны пользователи,
рентабельное действие телескопа АРО и отдаленной способности наблюдения позволяют
многим маленьким проектам получить существенное количество времени телескопа,
которое больше, чем то, что доступно при работе с новым поколением больших телескопов.
Телескоп WIYN
Телескоп WIYN (полное название Wisconsin-Indiana-Yale-NOAO) [50-52] – это 3.5метровый инструмент, в структуре которого использовано много крупных технологических
достижений. Самым новый и второй по величине телескопом на Китт Пик.
Обсерватория WIYN
управляется Консорциумом WIYN, который состоит из
Университета Висконсина, Университета Индианы, Йельского Университета, и
Национальных Оптических Обсерваторий Астрономии (NOAO). Большинство денежных
затрат обсерватории, которые составили 14 миллионов долларов, оплачивалось этими
университетами, в то время как NOAO, который управляет другими телескопами Китт Пик,
обеспечивает большинство операций, связанных с обслуживанием телескопа. Это
товарищество между общественными и частными университетами и NOAO является первым
в своем роде. Университеты извлекают выгоду от доступа к хорошо-управляемой
обсерватории на превосходном участке, NOAO же в свою очередь получает выгоду от
использования этого современного телескопа совместно с множеством других аппаратов
Китт Пик, что позволяет получить более полную астрономическую картину.
Новшества, которые вошли в проект, испытание, и строительство нового 3.5-метрового
телескопа WIYN, доказало что это один из самых мощных телескопов в своем классе.
52
Сравнение телескопа WIYN, построенного в 1994 году с 4-метровым телескопом
Mayall, законченным в 1973, демонстрирует, как инновационная технология может быть
применена к проекту телескопа. Вес телескопа Mayall - 375 тонн, в то время как телескоп
WIYN, с первичным зеркалом, только немного меньшим в диаметре, весит только 46 тонн.
Уменьшенная структура сокращает стоимость затрат на производство телескопа, и все
более новые технологии непрерывно улучшают работу и уменьшают стоимость.
Зеркала в телескопе WIYN способны к созданию намного более точных изображений,
чем большее 4-метровое зеркало Mayall. Крепление WIYN, оптическая поддержка,
терморегулирование все это предназначено для минимизации искажений, вызванных
атмосферой. (Адаптивная Оптика)
Другие инновационные особенности, включенные в проект телескопа WIYN - активная
поддержки первичного зеркала и активная вентиляция креплений телескопа. Система
поддержки для первичного зеркала включает 66 гидравлических приводов, которые
выпрямляют поверхность зеркала, чтобы получить лучшее оптическое изображение.
Тепловая система управления первичного зеркала может поддерживать температуру
поверхности зеркала в пределах ±0,2 oC от окружающей температуры воздуха, устраняя
искажения, которые вызваны турбулентностью в прохладном воздухе от более теплой
поверхности зеркала. Открытый телескоп поддерживает во всей обсерватории ночную
температуру окружающей среды. Оптические тесты указывают, что все эти новшества в
проекте позволили телескопу WIYN произвести намного более точные изображения, чем
какой-либо из других телескопов на Китт Пик. Это стало возможно при использовании
WIYN Tip-Tilt Module (WTTM)
WIYN оборудован последним научным оборудованием для астрономической
спектроскопии и отображения полученного результата. Многократный спектрограф,
использующий оптические волокна позволяет одновременное наблюдение спектров 100
целей. Камеры отображения используют множество очень чувствительные электронных
датчиков.
В данном телескопе используется система Ричи – Кретьен.
53
Параметры телескопа WIYN
Полный подвижный вес 33 060 кг (72 740 фунтов)
Вес возвышающей оси
16 170 кг (35 580 фунтов)
Составляющие:
Площадь азимута
7440 фунтов
Неподвижный общий вес
11 238 фунтов
Вес двигателей (2)
880
Первичное Зеркало
4321
Вторичное зеркало
263
Вторичная диафрагма
30
Третичная диафрагма
552
Вес ячейки
400
Покрытие зеркала
425
Радиус колебания
5370mm (211.44")
Купол
Форма
Обрезанный октаэдр
Длина поперек клетки
15 м. (50 футов)
Объем
1007 m3 (1 340 ярдов)
Изоляционный кожух
R12
Поверхность кожуха
386 m2 (467 кв. ярдов)
Перемещающийся вес
40 тонн
Первичное Зеркало
Чистый диаметр
3511.55 мм (138.25")
Диаметр (скоса),
3498.85 мм (137.75")
Толщина края
463.9 мм (18.264")
Диаметр Отверстия Центра 965.2 мм (38")
Саггита
124.92 мм (4.918")
Отверстие Касс саггита 9.4 мм (0.370")
54
Стекло
Borosilcate
Вес зеркала
1964 кг (4320 фунтов)
Вес ячейки
5854 кг (12 280 фунтов)
Местоположение CG
468 мм (18.43") от вершины
Качество поверхности
0.025 среднеквадратичных значений волн
Грубость поверхности в среднем 8.0 Ангстремов
Первичное фокальное отношение 1.7505
Высота третичного зеркала над первичным 475.4 мм (18.72")
Вторичное Зеркало
Диаметр
1200 мм (47.25")
Толщина центра
156 мм (6.142")
Стекло
Zerodur
Вес
119.5 кг (263 фунта)
Вес ячейки
110 кг
Поверхностное качество
0.024 среднеквадратичных значений волн
0.26 волны P-V
Грубость поверхности
в среднем 11.6 Ангстремов
Третичное Зеркало
Размеры эллипса
1101 мм x 776 мм (43.35 x 30.55")
Толщина
101.6 мм (4.00")
Вес
60 кг (132 фунта)
Вес ячейки
79 кг (173 фунта)
Стекло
Zerodur
Поверхностное качество 0.026 среднеквадратичных значений волн;
0.428 волны P-V;
0.022 arcseconds FWHM
Грубость поверхности немного выше, чем 20 Ангстремов
Расчет и проектирование телескопических систем в
компьютерной программе Zemax
Введение. ZEMAX – программа, которая может моделировать, анализировать, и
помогать в проектировании оптических систем. Интерфейс ZEMAX прост в использовании,
и после небольшой практики можно научиться быстрому диалоговому проектированию. К
большинству функциональных возможностей ZEMAX обращаются, выбирая опции в
диалоговых окнах или опускающихся меню. Сочетания клавиш предусмотрены для быстрого
управления или выбора пунктов меню. Это руководство предусматривает объяснение
терминов, используемых в ZEMAX, описание процедур и описание доступных
функциональных возможностей.
Описание среды Zemax. В ZEMAX существуют различные типы окон, каждое из
которых выполняет разные функции. Типы окон следующее:
Главное окно: Это окно имеет большую свободную область с заголовком, панелью
меню и панелью инструментов вверху. Команды, доступные на этой панели меню вообще
применяются к текущей оптической системе в целом.
Окна редакторов: существует шесть различных редакторов: Редактор данных линз
(Lens Data Editor), Редактор функции качества (Merit Function Editor), Редактор
мультиконфигураций (Multi-Configuration Editor), Редактор допусков (Tolerance Data Editor),
только в ZEMAX-EE , Редактор дополнительных данных (Extra Data Editor) и Редактор
непоследовательных компонентов (Non-Sequential Components Editor).
55
Графические окна: Эти окна используются, чтобы отобразить графические данные
проектируемой системы, ход луча и графики MTF.
Текстовые окна: Текстовые окна используются для отображения текстовых данных
типа данных задания, коэффициентов аберраций и численных данных.
Диалоговые окна. Диалоги - это неизменяемые всплывающие окна. Диалоговые окна
используются, чтобы изменить опции или значения полевых углов, длин волн, апертур и типов
поверхностей. Также они широко используются для изменения опций в графических и
текстовых окнах, чтобы, например, изменить число лучей на графике проектируемой
системы.
Все окна могут быть перемещены или изменены (кроме диалоговых) с использованием
стандартной мыши или команд клавиатуры.
Операции в главном окне. Панель Главного окна имеет несколько пунктов меню.
Большинство пунктов меню соответствует главам в этом руководстве. См. определенную
главу по пользованию соответствующими командами, доступными в каждом пункте меню.
Вот эти пункты:
Файл (File): используется, чтобы открыть (Open), закрыть (Close), сохранить (Save)и
переименовать (Save as..) файлы.
Редакторы (Editors): используются для вызова любого из окон редакторов.
Система (System): используется для отображения свойств оптической системы в
целом.
Анализ (Analysis). Пункт меню "Анализ" объединяет в себе группу функций, не
изменяющих параметры линз, но вычисляющих их численные или графические характеристики.
Эти функциональные возможности включают в себя графическое изображение оптической
системы, аберрации лучей, различные диаграммы, вычисление дифракционных эффектов и
т.д.
Инструменты (Tools). Инструменты - это средства, которые могут изменять
параметры линз или выполнять расчет системы в целом. Они включают в себя
оптимизацию, расчет точностей (допусков) подгонку под пробные стекла и многое другое.
Отчеты (Reports). Сообщения, документирующие расчет линз. Это возможности,
включающие резюме данных о системе, резюме данных о поверхностях, и отображают
различные графики.
Макросы (Macros): используются, чтобы редактировать и выполнять ZPL-макросы.
Расширения (Extensions): обеспечивают
доступ к ZEMAX расширениям,
которые компилируют возможности, добавленные к ZEMAX.
Окно (Window): Выбирая из списка, открывает одно из используемых окон.
Справка(Неlр): Обеспечивается доступ к справочной документации.
Обычно большинство используемых опций меню имеет эквивалентные клавиши, которые
значительно убыстряют работу. Например, нажав Ctrl+Q можно выйти из ZЕМАХ. Сочетания
клавиш ("горячие клавиши") перечислены рядом с опцией меню.
Удобна клавиша для переключения между окнами в пределах главного окна Control+Tab. С помощью нее управление переходит к следующему окну в списке окон,
поддерживаемых ZEMAX.
Главное окно отображает строку кнопок ниже строки меню. Эта строка кнопок
используется для быстрого выбора общих операций. Все кнопки представляют функции,
доступные в меню. Выбор вынесенных в строку кнопок может быть изменен в меню Файл
(File), диалоговом окне Параметры (Preferences), на вкладках панели кнопок (Buttons). На этих
вкладках диалогового окна кнопки определяются трехбуквенным обозначением. Рекомендуется
разрешающая способность экрана 1024x768 или выше для просмотра кнопок.
Операции в окнах редакторов. Окна Редакторов используются, прежде всего, для
ввода параметров линз и функции оптимизации (merit function). Каждый редактор подобен
электронной таблице, со строками и столбцами. Пересечение строки и столбца формирует ячейку.
Если редактор - активное окно (с подсвеченным заголовком), тогда одна из ячеек будет подсвечена
56
или инвертирована. Эта ячейка называется активной ячейкой и является "центром ввода данных".
Обратный (или негативный) цвет ячейки называется курсором, хотя это - не курсор в обычном
смысле.
Наличие "центра ввода" данных означает, что любые данные, вводимые с клавиатуры,
будут записаны в активной ячейке. Исключения - команды управления типа курсорных клавиш
или других комбинаций клавиш, которые адресованы непосредственно главному окну. Для того,
чтобы изменить данные в активной ячейке, просто вводят новые данные и нажимают клавишу
ENTER Чтобы добавить значение в ячейку, введите знак "плюс" и затем приращение, затем нажмите
ENTER Например, чтобы изменить величину от 12 до 17, введите "+5", и нажмите ENTER Также
работают символы умножения и деления('/").Чтобы вычесть значение, введите знак "минус",
нажмите пробел и введите значение, которое нужно вычесть. Пробел требуется, чтобы отличить
вычитание от простого ввода отрицательного числа. Для того, чтобы изменить часть содержания
ячейки без повторного ввода полного значения, сначала выделяют ячейку, затем нажимают
"back space" или F2. Курсорные клавиши, и клавиши "home" и "end" можно использовать, чтобы
передвигаться в пределах ячейки для редактирования. Мышь может также использоваться, чтобы
выбирать и заменять части текста. Как только изменения сделаны, нажатие ENTER завершит
редактирование и оставит курсор на той же ячейке. Нажатие курсорных клавиш "вверх",
"вниз" также завершит редактирование и соответственно переместит курсор. Нажатие "Tab" или
"Shift завершит редактирование и переместит курсор вправо или влево.
Чтобы прервать редактирование любой ячейки, нажмите клавишу "escape".
Клавиши курсора "влево", "вправо", "вверх" и "вниз" переместят курсор в соответствующем
направлении. При одновременном нажатии клавиш CTRL и клавиш курсора "влево", "вправо",
"вверх" и "вниз", редактор отображает одну страницу в соответствующем направлении. Клавиши
Tab и Shift - также перемещают курсор вправо и влево.
"Page Up" и "Page Down" перемещают курсор на один экран за одно нажатие. "Ctrl+Page
Up" и "Ctrl+Page Down" перемещают курсор вверх и вниз текущего столбца. Клавиши "Ноте" и
"End" переместят курсор в первую строку первого столбца и последнюю строку первого столбца
, соответственно. CTRL+ home и CTRL+end - переместит курсор на первую и последнюю строку
последнего столбца, соответственно. Одинарный щелчок по любой ячейке переместит курсор в
эту ячейку. Двойной щелчок по ячейке вызовет диалоговое окно для этой ячейки, если оно
существует. Щелчок правой кнопкой мыши также вызовет диалоговое окно для этой ячейки.
Операции в графических окнах. Графические окна имеют следующие пункты
меню:
Update (Обновление, модификация) - повторное вычисление данных, отображенных в окне
с текущими параметрами настройки.
Settings (Параметры настройки) - вызывает диалоговое окно, которое управляет опциями
этого окна.
Print (Печать) - печатает содержание окна.
Window (Окно) - Подменю окна:
Annotate: Ом. раздел" Использование функции "Аннотация". Подпункты меню Annotate:
Line (Линия) - чертит отдельную линию в графическом окне. Text (Текст) - подсказки и
текст в графическом окне. Box (Блок) - изображает рамку в графическом окне.
Edit (Редактирование) - позволяет проводить расширенное редактирование аннотаций.
Copy Clipboard (Буфер обмена) - копирует содержание окна в буфер обмена Windows. См.
следующий раздел.
Export (Экспорт) - экспортирует отображенный график как Windows Metafile, BMP или
JPG - файл. Lock Window (Заблокированное окно). Если выбран этот пункт, окно будет
преобразовано в "статическое" окно, чьи данные не могут изменяться. Содержание окна может
быть напечатано, скопировано в буфер обмена, или сохранено в файле. Эта функциональная
возможность предназначена для сравнения результатов различных файлов линз. Как только окно
блокировано, оно не может быть модифицировано (update), и, поэтому, любые новые файлы
линз, которые впоследствии загружаются, могут быть проанализированы в сравнении с
57
результатами блокированного окна. Как только окно блокировано, его нельзя разблокировать.
Для того, чтобы повторно вычислять данные в окне, оно должно быть закрытой открыто другое
окно.
Clone (Аналог) - выбор этого пункта откроет новое окно, чьи параметры наст ройки и
отображенные данные изначально идентичны текущему окну. Эта функция полезна, чтобы
создать новое работающее окно с параметрами настройки первоначального окна. Имитированное
окно действует подобно любому другому окну после того, как оно создано, так что оно может
быть модифицировано или иметь свои параметры настройки, изменяемые независимо от
первого окна.
Aspect Ratio (Соотношение высота-ширина) - может быть выбрано 3x4 (высотахширина)по умолчанию, или 3 х 5, 4 х 3, или 5x3. Заданное по умолчанию соотношение может быть
установлено на вкладке "Graphics", "File", диалогового окна "Preferences".
Active Cursor (Активный курсор) - активный курсор отображает (в области заголовка
окна) значения координат, на которые курсор указывает в данный момент времени. На
большинстве графиков XY-типа, смысл отображенных значений очевиден. На некоторых
графиках, типа 3-х мерных, отображенное изображение - проекция 3-х мерного изображения
предмета на плоскость. Проектирование изображения сделало бы координатные данные,
отображенные активным курсором, менее значимыми, если бы изображение вращалось. Не вся
графика поддерживает активный курсор. Активный курсор по умолчанию "выключен", но может
быть включен, посредством выбора этой опции меню. Активный курсор может быть установлен,
чтобы автоматически быть включенным или выключенным, когда создается новое графическое окно.
Configuration (Конфигурация) - выбирает текущую или любую определенную пользователем
конфигурацию для данных, которые будут отображены. Значение по умолчанию - "текущее", т.е.
данные в окне отображены для активной конфигурации. Некоторые окна анализа, типа 3D-layout,
Report Graphics и Spot Diagrams, позволяют выбрать одну или более конфигураций независимо.
Overlay - предоставляет список всех открытых графических окон; любое из них может
быть выбрано для отображения с текущими данными. Эта функция полезна для сравнения двух
подобных графиков или видов, чтобы можно было обнаружить мелкие отличия.
Text (Текст) - отображает список текстовых данных в новом окне. Не все графические окна
поддерживают эту опцию.
Zoom (Изменение размера окна) - управляет изменением масштаба изображения
отдельных частей графиков. См. ниже. Пункты подменю Zoom: In: увеличение 2 крата Out:
уменьшение 2 крата.
Last: Восстанавливает предыдущий масштаб увеличения. Unzoom: Восстанавливает полный
вид графика. В графических окнах возможны два варианта работы с мышью:
Двойной щелчок в любом месте графического окна приведет к обновлению данных Это
аналогично выбору "Update". Щелчок правой клавишей мыши в любом месте графического
окна вызовет диалоговое окно "Settings".
Использование функции "Аннотация". Существует несколько путей снабдить
графики различными примечаниями пользователя в виде рамок, линий и текста. Простейший
способ - выбрать "Annotate" в меню любого графического окна,затем выбрать "Line", "Text", или
"Box". Для того, чтобы начертить линию, выбирают пункт меню "Line", затем в начале линии
нажимают левую клавишу мыши и, удерживая ее в нажатом состоянии, наводят перекрестие в
предполагаемый конец линии, затем отпускают клавишу. Аналогично можно начертить на экране
рамку. Для того, чтобы добавить текст в окно, выбирают "Annotate", "Text". Появится диалоговое окно
ввода текста. Впечатайте требуемый текст, щелкните на "ОК", затем щелкните на том месте
окна, где должен быть написан текст.
Для более точного контроля над местоположением линий и текста, а также для контроля за
шрифтом, и возможностью добавлять более сложные аннотации, выбирают в меню "Annotate",
"Edit". Появится редактор аннотаций, который состоит из простого текстового редактора и
нескольких кнопок. Есть также отдельное поле отметки (checkbox) для предоставления или
отключения функции аннотации для графика. Текстовое поле редактора используется, чтобы
58
ввести текст аннотаций, которые нужно применить к графику. Для того, чтобы вставить новую
линию, используйте сочетание клавиш Ctrl +Enter.
Есть несколько поддерживаемых команд, каждая с определенным синтаксисом:
ТЕКСТОВАЯ "строка" х у angle fontx fonty
Команда "TEXT1 впишет любой текст в месте, определенном параметрами х и у, под
углом в градусах, заданным параметром "angle", используя установленный шрифт, чьи ширина и
высота задаются fontx и fonty. Координаты приводятся в нормализованных единицах, где левый
край графика имеет координату х= 0.0, правый край х = 100.0, нижний край - у = 0.0, и верхний
край - у = 100.0. Оригинал размещается в нижнем левом углу экрана, fontx и fonty - в
произвольных единицах. Угол, fontx, и значения forty могут быть заданы в безразмерных единицах,
и затем, заданные по умолчанию значения будут использоваться.
LINE xl yl х2 у2
Команда LINE рисует прямую линию от х1, у1 к х2, у2. Единицы и координаты - как
описано для х и у в описании команды TEXT.
BOX xl yl x2 y2
Команда BOX рисует рамку с противоположными углами от х1, у1 к х2, у2. Единицы и
координаты -как дпя х и у в описании команды TEXT.
ELLIPSE х у rx ry
ELLIPSE рисует эллипс, с центром в х, у с полушириной гх и полувысотой гу. Если гу тот
же, что и rх или, если гу опущен, получается круг радиуса гх.
Есть также несколько кнопок в диалоговом окне аннотации:
ОК подтверждение аннотации в том виде как она отображена и выход.
Cancel (Отмена): возвращение назад к последним аннотациям и выход.
Save (Сохранение): открывает "Сохранить как", где может быть указано имя файла. Аннотации
сохраняются в названном пользователем файле.
Load (Загрузка): открывает "Загрузка". Выберите папку, где находится файл, содержащий
аннотации, который и должен быть загружен.
Reset (Сброс): Очищает буфер редактора.
Help (Справка): Вызывает функцию встроенной подсказки.
Создание оптических систем в среде Zemax. Для начала стоит научиться
строить простые оптические системы, состоящие из одной (синглет) или двух (дуплет) линз.
Что Вы будете изучать: Запуск программы ZEMAX, задание длин волн и основных
параметров оптической системы, генерирование графиков лучевых аберраций, графиков
волновых аберраций (OPD) и диаграммы пятна рассеяния, задание функций solve (в этом
примере - для толщины) и назначение переменных, а также выполнение простой
оптимизации.
Предположим, что Вы хотите спроектировать F/4 линзу с фокальным расстоянием 100
мм из стекла марки ВК7 для работы на оси в видимой области спектра. С чего начать?
Прежде всего, запустите программу ZEMAX. После инсталляции программы на
экране Вашего монитора появится главное окно ZEMAX, а также редактор данных оптической
системы — Lens Data Editor (LDE). Вы можете по своему вкусу изменить размер этого окна и
передвинуть его в любое другое место экрана. Редактор LDI имеет строки и колонки.
Одни из них с наименованиями Radius (радиус), Thickness (толщины) Glass (стекла) и Semidiameter (полудиаметры) будут использоваться очень часто, другие - только для
определенных оптических систем.
Одна из ячеек таблицы LDE высвечена в "обратном контрасте", то есть надпись и Фон
этого элемента имеют противоположные цвета, чем у других элементов высветить таким
образом любую другую ячейку таблицы, установите нажмите на левую клавишу мышки.
Для перемещения высвеченной ячейки по таблице можно также использовать курсорные
клавиши клавиатуры Вашего компьютера. Эта высвеченная ячейка играет роль
59
своеобразного курсора. С его помощью значительно облегчается работа с редактором LDE. и
после небольшой практики Вы будете работать с ним совершенно свободно.
Сначала введем в нашу систему нужные длины волн. Эту операцию не обязательно
делать с самого начала, мы просто решили это сделать сейчас. В строке главного меню,
расположенной в верхней части главного окна, выберем опцию System (система), а затем в
выпавшем подменю — опцию Wavelengths (длины волн).
В центре экрана появится диалоговое окно под названием "Wavelength Data". В
ZEMAX используется очень много подобных диалоговых окон: они используются как для
введения данных, так и для предоставления Вам возможности выбора желаемых опций и
установок. Установите курсор и нажмите мышкой сначала на окошко 2. а затем на окошко 3 в
первой колонке диалогового окна, имеющей название "Use" (использование). Этим Вы
установили в программе флажки, указывающие на то, что в дальнейших вычислениях
должны использоваться три различные длины волны. Теперь установите мышку на первую
ячейку второго ряда, имеющего название "Wavelength", нажмите клавишу мышки и с
помощью клавиатуры напечатайте в этой ячейке 486 (или 0.486); это величина длина волны Fлинии водорода, выраженная в микронах.
В ZEMAX величины длин волн всегда выражаются в микронах.
Теперь переместите курсор на элемент второго ряда в этой же колонке, нажмите
клавишу мышки и напечатайте число .587. Наконец, введите число .656 в элемент третьего
ряда этой же колонки. В этом, в сущности, заключается вся процедура введения данных в
ZEMAX: находим нужное поле и печатаем в нем нужные данные. В крайней правой колонке
Вы можете видеть индикатор главной длины волны. Этот индикатор указывает, какая длина
волны будет являться главной в дальнейших вычислениях. В данный момент — это длина
0.486 микрон. Нажмите клавишей мышки на второй ряд этой колонки метка переместится к
длине волны 0.587. Главная длина волны используется для вычисления параксиальных
величин, таких как фокальное расстояние, увеличение и так далее.
Колонка "Weight" используется при выполнении оптимизации, а также при некоторых
вычислениях, для которых необходимо взвешивание величин по длине волны, например, для
расчета среднеквадратической величины (RMS) курсор на слово "Infinity" (бесконечность) в
строке поверхности изображения и нажмите клавишу Insert на клавиатуре Вашего компьютера.
Новая поверхность будет введена в таблицу в том месте, на котором был установлен курсор, а
строка поверхности изображения переместится ниже. Новая поверхность получит номер 2.
Обратите внимание на то, что поверхность объекта имеет номер 0. а затем следуют
поверхности с номерами 1 (отмеченная как STO, так как она будет поверхностью апертурной
диафрагмы), 2 и 3 (отмеченная как IMA).
Теперь введем марку стекла, которую хотим использовать. Установим курсор в колонку
"Glass" поверхности 1, напечатаем в этой строке "ВК7" и нажмем клавишу Enter. В ZEMAX
введен очень обширный каталог стекол. Но все, что от нас требуется, — это только указать
марку стекла, которую мы хотим использовать. ZEMAX просмотрит каталог стекол, найдет в
нем стекло с указанной маркой и вычислит для него показатели преломления для всех
заданных нами длин волны.
Поскольку величина апертуры нашей линзы равна 25 мм, то разумная толщина для нее
будет 4 мм; передвинем курсор в колонку Thickness (толщина) поверхности 1 (для которой мы
только что ввели ВК7), напечатаем в ней цифру "4" и нажмем на клавишу Enter. Запомните, что
по умолчанию в качестве линейных единиц измерения в ZEMAX используются миллиметры.
Другие единицы измерения (сантиметры, дюймы и метры) также могут быть использованы.
Теперь необходимо ввести величины радиусов кривизны для обеих поверхностей линзы.
Пусть радиусы передней и задней поверхностей линзы будут 100 и -100 соответственно;
введем эти значения для поверхностей 1 (STO) и 2 соответственно. Условие знаков таково:
если центр кривизны находится справа от линзы, то величина радиуса является
положительной, а если центр кривизны расположен слева от линзы, то — отрицательной. При
таких знаках (+100, -100) мы получим двояковыпуклую линзу. Теперь нам нужно расположить
60
плоскость изображения в фокусе линзы. Для этого введем элемент таблицы, в котором
записана величина толщины (thickness) поверхности 2. Появится диалоговое окно для
установки типа "Solves" на толщину этой поверхности; в этом окне показано, что толщина
поверхности 2 имеет установленное Вами фиксированное значение - это обозначено символом
"Fixed". Нажмите на стрелку, разворачивающую список solves и выберите из него тип "Marginal
Ray Height"; затем нажмите на ОК. Этот тип solve подгонит толщину поверхности 2 таким
образом, чтобы высота краевого луча на поверхности изображения стала равной нулю,
что соответствует параксиальному фокусу. Заметьте, что после этой операции толщина
поверхности 2 автоматически изменилась и стала равной примерно 96 мм. Теперь необходимо
обновить (командой "Update") график аберраций, чтобы увидеть какие произошли изменения. В
строке меню, расположенной в верхней части окна графика аберраций, выберите "Update" и
кликните эту надпись мышкой - график тут же обновится в соответствии с внесенными Вами
изменениями в схему. (Обновление графика можно произвести также, дважды кликнув мышкой
на любое поле графика в пределах окна). Новый график будет выглядеть таким, как показано на
рис. Е1-2. Из него видно, что дефокусировка устранена и в системе теперь преобладают
сферические аберрации. Обратите внимание также на произошедшее изменение масштаба
графика.
Можно ли эту новую схему считать наилучшей из возможных? Мы используем теперь
процедуру оптимизации для того, чтобы ZEMAX выполнил для нас всю дальнейшую работу
по улучшению характеристик нашего синглета. Для этого мы должны, прежде всего, указать,
какие
из параметров системы могут быть свободными (т.е. переменными
величинами), а также указать основные требования к системе какой-либо новой оценочной
функции (ZEMAX очень гибок в этом отношении), но сейчас примем встроенную
оценочную функцию ZEMAX.
В созданной для Вас оценочной функции содержится список лучей, длина хода которых
будет подгоняться (за счет изменения величины переменных параметров таким образом
чтобы среднеквадратическая ошибка (RMS) волнового фронта системы стала минимальной.
Это требование, однако, не может быть полностью удовлетворено, так как мы хотим, чтобы
наряду с минимизацией диаметра пятна рассеяния было выполнено еще одно требование,
а именно, чтобы фокусное расстояние нашей системы было равно 100 мм. Если это
требование не будет введено в оценочную функцию, то ZEMAX очень быстро найдет, что
для минимизации ошибки волнового фронта фокальное расстояние линзы (а у нас этот
параметр является свободным) должно быть равно бесконечно большой величине и в
соответствии с этим превратит нашу линзу в длиннофокусную систему с очень небольшой
оптической силой), линза становится окном). И естественно, имеющей очень небольшие
аберрации волнового фронта.
Для введения в оценочную функцию требования о необходимой величине фокусного
расстояния кликните мышкой в любом месте первой строки таблицы редактора Merit Function
Editor. Нажмите теперь клавишу Insert для добавления к таблице еще одной строки. В новой
строке в колонке "Туре" напечатайте "EFFL" и нажмите клавишу Enter. Оператор EFFL
контролирует величину эффективного фокусного расстояния системы. Переместите теперь
61
курсор по этой строке к колонке "Target" (цель), напечатайте в этом элементе таблицы число
"100" (желаемую величину фокусного расстояния) и нажмите клавишу Enter. В колонке
"Weight" оставьте число "1". Этим мы определили оценочную функцию для нашей системы и
теперь можем при желании удалить с экрана это окно, дважды кликнув мышкой на его левый
верхний угол. Определенная нам» оценочная функция при этом не будет потеряна, так как
ZEMAX запомнит ее автоматически.
Теперь из строки главного меню выберите заголовок lools 400 мкм. Для
сравнения, диаметр дифракционного диска Эйри для этой линзы равен примерно 6 мкм.
Еще одна полезная диагностика качества оптической системы может быть
проведена с помощью анализа графика OPD. Этот график представляет зависимость
оптической разности хода лучей от тех же координат зрачка, которые были
использованы при построении графиков лучевых аберраций. Для генерации графика
OPD выберите в главном меню команду Analysis и в открывшемся списке опцию Fan. а
затем Optical Path (оптический путь). Вы должны увидеть такой же график, как показано
на рис. Е1-4.
Эта система имеет аберрации, равные примерно 20
длинам волн, — в основном это аберрации
дефокусировки, сферическая, сферохроматическая и
продольный хроматизм.
Вы, вероятно, знаете, что оптические системы
рассматриваются как "дифракционно ограниченные",
если волновая аберрация равна примерно четверти длины
волны или менее (см. ссылки на литературу, в которой
этот вопрос рассмотрен более полно). Ясно, что наш
синглет не является дифракционно ограниченной
системой. Для улучшения характеристик этой (или какойлибо другой) оптической системы, конструктор должен
определить, какие из аберраций ограничивают характеристики системы и какие способы
могут быть использованы для их коррекции. Из графика аберраций (особенно из
графика рис. Е1-3), возможно, ясно, что в основном характеристики системы
ограничивают хроматические аберрации. (С другой стороны, это может быть не так уж и
очевидно; мы снова отсылаем Вас к хорошим книгам по оптике для изучения вопроса
интерпретации графиков аберраций.) графиков кривизны поля задание ограничений на
краевую толщину линзы, задание углов поля.
Линзовый дублет состоит из двух стекол, обычно склеенных (но не всегда), так
что они должны иметь одну общую поверхность с одинаковой кривизной.
При использовании двух стекол с разными дисперсионными характеристиками
можно исправить хроматические аберрации первого порядка. Это означает, что нам
необходимо получить параболическую кривую на графике хроматического смещения
фокуса вместо линейной зависимости. Это позволит получить много лучшее качество
изображения. Пока мы сохраним требования, установленные нами для предыдущей
схемы: фокальное расстояние должно быть равным 100 мм и схема должна
использоваться только на оси; позже мы введем для нее и углы поля.
Выбор двух различных марок стекол, которые должны быть использованы в
дублете, требует определенного опыта; смотри, например, превосходное изложение
этого вопроса в книге Smith, Modern Optical Engineering. Так как цель этого примера
состоит в обучении Вас пользованию программой ZEMAX. а не проектированию
оптических систем, мы просто предлагаем Вам выбрать стекла ВК7 и SF1. Если Вы
только что завершили изучение предыдущей лекции и файл с синглетом еще загружен,
то Вам не нужно переопределять длины волн для этой схемы. В противном случае,
введите длины волн и апертуру в соответствии с инструкцией, данной в предыдущем
примере. Теперь введите новые поверхности в таком количестве, чтобы Ваш редактор
62
данных (LDE) имел вид, показанный в нижеследующей таблице. Для простоты в таблице
показаны не все колонки. Если Вам теперь необходимо переместить положение
апертурной диафрагмы (STO) так, чтобы сделать эту поверхность первой, Вы можете
дважды кликнуть мышкой на колонку типа поверхности в том ряду, в который Вы
хотите поместить диафрагму. В нашей схеме преобладают аберрации второго порядка.
Заметьте также, что максимальная величина смещения стала равной 74 мкм (для синглета она
была равна 1540 мкм).
Имеются другие марки стекол, которые могут дать еще лучший результат. Чтобы
увидеть характеристики стекол, имеющихся в каталогах ZEMAX, выберите последовательно
из главного меню Tools. Glass Catalogs (каталоги стекол). Когда Вы пролистаете стекла в
каталоге, нажмите на "Exit".
Теперь обновите график лучевых аберраций, нажав на Update в окне этого графика (если
это окно закрыто, то выберите из главного меню Analysis. Fans. Ray Aberration. Полученный
график показан на рис. Е2-2. Максимальная величина поперечных аберраций снижена
примерно до 20 мкм. Это значительно лучше, чем для синглета. У которого эта величина
была около 200 мкм. Обратите внимание на то. что наклон графиков в начале системы
координат примерно одинаков для всех длин волн1 это указывает на то. что относительная
дефокусировка для каждой длины волны примерно одинакова. Наклон, однако, не равен
нулю. Это обусловлено тем, что небольшая дефокусировка была использована для
компенсации сферической аберрации Кривая графика в виде буквы "S" является типичной
для систем, в которых сферическая аберрация частично
компенсирована путем дефокусировки.
Появится схема, изображенная на рис. Е2-3. На
схеме показаны все соответствии с требуемой величиной
апертуры. Вы можете убрать букву "U", нажав клавиши
Ctrl-Z или дважды кликнув мышкой на колонку SemiDiameter и выбрав опцию "Automatic". После сделанных
изменений выберите из главною меню System, Update для
обновления данных. Установленная нами величина 14
относится к полудиаметру, а диаметр линзы будет
равен 28 мм. Таким же образом введите числа 14 для
поверхностей 2 и 3.
Обновите окно с изображением оптической схемы. Теперь апертуры увеличились, но
краевая толщина первой линзы стала отрицательной величиной! Обновите окно с
данными о поверхности, чтобы увидеть новое значение ее краевой толщины; оно стало
отрицательным числом. Чтобы сделать краевую толщину линзы разумной величиной, можно
было бы увеличить ее центральную толщину. Однако имеется более мощный метод
задания требуемой величины для краевой толщины линзы.
Предположим, что мы хотим сделать краевую толщину линзы равной 3 мм. Чтобы
сделать это, дважды кликните мышкой на колонку толщины в строке 1 поверхности. На
экране появится диалоговое окно для установки статуса поверхности. Выберите опцию
"Edge Thickness" (краевая толщина) и "Radial Height" (радиальная высота). Установите
толщину 3 и радиальную высоту 0 (если радиальная высота равна нулю, то ZEMAX
использует заданную величину полудиаметра); нажмите на ОК. В таблице редактора
LDE автоматически установится новая величина толщины поверхности 1.
63
Появившаяся рядом с этой величиной буква "Е" означает, что на этот параметр
наложено специальное условие.
Обновите снова окно с данными о поверхности, и Вы увидите, что в нем указана
краевая толщина поверхности, равная 3.
Левый график изображает величины смещения параксиального фокуса в зависимости
от угла поля, а правый дисторсию реальных лучей относительно параксиального луча. Вся
информация для графика кривизны поля получена из данных об аберрациях. График
кривизны поля пропорционален наклонам в начале координат графика аберраций.
Существуют методы коррекции кривизны поля, а также сферической аберрации и комы. Эти
методы описаны в книге Smith, Modern Optical Engineering.
Таким образом были получены простые оптические системы из одной и двух линз.
Попробуйте нажать на кнопку LAY в верхнем ряду кнопок и увидеть что у вас получилось в
2х мерном изображении. Также можете попробовать поменять радиусы кривизны
поверхностей и расстояний между поверхностями, затем правым щелчком на изображении и
выбрать UPDATE, либо двойным щелчком правой кнопкой мыши на изображении линзы.
Теперь приступим к оптическим системам содержащим зеркало, в качестве примера
рассчитаем Большой Зенитонаправленный Телескоп (LMT), включая расчет оптимального
радиуса кривизны зеркала.
Данные по телескопу:
радиус телескопа: 6.00 м;
фокальное расстояние: 10м;
расстояние между зеркалом и приемником.
Выбранные автором параметры:
мерит-функция: стандартная;
расстояние между источником и зеркалом: 20м.
Подобранные данные (изменятся, в следствии выполнения работы):
Радиус кривизны зеркала: 20
Для начала нажмите на кнопку NEW, можете сохранить полученные линзы в своей
папке.
Должно появится следующее окно:
Это рабочая среда Zemax-EE.
Окно в программе, подписанное Lens data editor (далее LDE) является общим
описанием оптической системы (далее ОС), причем при описании поверхности линзы или
призмы каждая сторона описывается как отдельная поверхность.
Для упрощения работы необходимо ввести свои параметры в систему до введения
своих данных ОС в LDE, нажать левой кнопкой мыши (далее ЛКМ) на кнопку GEN. Должно
было появится еще одно окно. После появления этого окна параметров необходимо нажать
ЛКМ на вкладке подписанной UNITS (1), потом напротив строки Lens Units (2) выбрать из
списка Meters (3), для простоты измерений и расчетов.
Затем ЛКМ на вкладке Aperture (1).
64
65
И в области напротив Aperture value указать число 6 (зависит от характеристик
телескопа).
Затем ЛКМ на OK.
В случае LMT необходимо указать еще две поверхности между STO и OBJ, и между
IMA и STO. Для этого нажимаем ЛКМ на строке подписанной STO. Затем на клавиатуре
66
нажимаем кнопку “INSERT”. Аналогичным способом поступаем и со второй поверхностью.
Должно было получиться следующее окно:
Теперь вводим данные телескопа в LDE нашей ОС. Для этого необходимо
нажать ЛКМ на ячейке напротив поверхности 3*, в столбце RADIUS указать (ввод
производится с клавиатуры) число -20 (знаки плюс и минус влияют на выпуклость и
вогнутость поверхности).
Далее аналогичным образом заполнить таблицу следующими значениями:
Surf:
Radius
Thickness
Glass
Semitype
diameter
Obj
infinity
infinity
infinity
1*
infinity
0
6
sto
infinity
20
6
3
-20
-9
mirror
6
ima
infinity
0.1
Все значения в метрической системе. Infinity – обозначает бесконечность, в случае
радиуса кривизны указывает на то что поверхность не имеет искривлений. В столбце Glass
указывается тип стекла, в случае LMT указываем только одну поверхность, Mirror –
зеркальная поверхность.
Затем нажимаем на кнопку LAY(1), должно появится окно двух мерного изображения
ОС (2). Обратить внимание на (3), пучки света не сходятся в одном месте, из-за не правильно
подобранного расстояния между поверхностями 3* и IMA, или из-за не правильной
кривизны зеркала.
В программу Zemax-EE встроен автоматический оптимизатор ОС, но для начало
необходимо ввести рамки и параметры оптимизации. Это делается при помощи МеритФункции (в данной работе используется стандартная функция). Для ввода стандартной
функции нажмите на клавиатуре кнопку F6 (шестая кнопка из ряда функциональных
клавиш), должно появится новое окно “merit function editor” (1). Затем нажимаете на кнопку
TOOLS (2), из всплывшего окна выбрать Default merit function(3).
67
Появится новое окно программы, ни чего в нем не менять, только нажать на кнопку
OK, стандартная функция появится сама. Затем закрываете окно функции (при закрытии
этого окна функция не теряется).
68
Теперь необходимо оптимизировать нашу систему.
Для этого необходимо задать переменные параметры, для этого нажимаем правой
кнопкой мыши на ячейке, в которой указан радиус кривизны зеркала (1):
Появится окно программы Curvature solve on surface 3 (2), в этом окне на против
строки select TYPE указываем (3) значение VARIABLE (4), вместо стояещего по умолчянию
69
FIXED. Подтверждаем ввод переменных нажатием ЛКМ на ОК, окно исчезнет. Теперь
приступаем к оптимизации ОС. Для этого нажмите на TOOLS (1):
Из всплывшего списка выбираем OPTMIZATION (2).
Появится окно оптимизации ОС (1):
Для автоматического количества шагов оптимизации ОС нажимаем ЛКМ на
AUTOMATIC (2). Программа сама подберёт наиболее подходящий радиус кривизны зеркала
70
с заданной точностью (указывается в Мерит-функции). Теперь закроем окно оптимизации
ОС путем нажатия ЛКМ на кнопке EXIT.
При обновлении окна LAYOUT (1) мы увидим что все лучи сходятся в одном месте
(2), а оптимальный радиус кривизны зеркала для этого телескопа равен ~18.13 (3)
Рекомендуется повторить процесс самостоятельно, к примеру самому подбирать
радиусы, и определять переменные значения.
Вывод: для LMT наиболее оптимальный радиус кривизны зеркала равен 18,13 метров.
Теперь вы умеете строить более сложные системы, состоящие из зеркал и линз,
попробуйте потренеруйтесь на других телескопах:
Цель работы: изучить методы работы в программе Zemax на примере моделирования
оптической схемы телескопа им. Вильяма Гершеля.
Исходные данные:
6)
диаметр главного зеркала (параболического) d = 4,2м
7)
диаметр отверстия в главном зеркале d’ = 1,21м
8)
фокусное расстояние главного зеркала f = 10,5м
9)
диаметр вторичного зеркала (гиперболического) d2 = 1м
10)
эффективное фокальное расстояние 46,2м
Попробуйте завести данные о телескопе самостоятельно, потом сверьте полученный
вами телескоп с примером решения приведенным ниже.
Пример решения:
Создание модели
Прежде всего, запустите программу ZEMAX. После загрузки программы на экране
Вашего монитора появится главное окно ZEMAX, а также редактор данных оптической
системы — Lens Data Editor (LDE). Вы можете по своему вкусу изменить размер этого окна и
передвинуть его в любое другое место экрана. Редактор LDE имеет строки и колонки.
Одни из них с наименованиями Radius (радиус), Thickness (толщины) Glass (стекла) и Semidiameter (полудиаметры) будут использоваться очень часто, другие - только для
определенных оптических систем.
Одна из ячеек таблицы LDE высвечена в "обратном контрасте", то есть надпись и Фон
этого элемента имеют противоположные цвета, чем у других элементов. Чтобы высветить
таким образом любую другую ячейку таблицы, установите указатель мыши на
71
необходимую ячейку и нажмите на левую клавишу. Для перемещения высвеченной ячейки по
таблице можно также использовать курсорные клавиши клавиатуры Вашего компьютера. Эта
высвеченная ячейка играет роль своеобразного курсора. С его помощью значительно
облегчается работа с редактором LDE. и после небольшой практики Вы будете работать с ним
совершенно свободно.
Сначала введем в нашу систему нужные длины волн. Эту операцию не обязательно
делать с самого начала, мы просто решили это сделать сейчас. В строке главного меню,
расположенной в верхней части главного окна, выберем опцию System (система), а затем в
выпавшем подменю — опцию Wavelengths (длины волн).
В центре экрана появится диалоговое окно под названием "Wavelength Data". В
ZEMAX используется очень много подобных диалоговых окон: они используются как для
введения данных, так и для предоставления Вам возможности выбора желаемых опций и
установок. Теперь установите мышку на первую ячейку второго столбца, имеющего
название "Wavelength", нажмите клавишу мышки и с помощью клавиатуры напечатайте в
этой ячейке 0.6328; это величина длина волны He-Ne лазера, выраженная в микронах (В
ZEMAX величины длин волн всегда выражаются в микронах!)
Колонка "Weight" используется при выполнении оптимизации, а также при некоторых
вычислениях, для которых необходимо взвешивание величин но длине волны, например, для
расчета среднеквадратической величины (RMS) радиуса пятна рассеяния или числа
Штреля. Сейчас же оставим нее веса равными 1.0. Нажмите теперь на электронную
клавишу ОК для подтверждения внесенных Вами изменений в данные и выхода из
диалогового окна.
Теперь можно приступить к заполнению таблицы, но для этого в неё ещё
необходимо добавить пару строк. Обратите внимание на то, что в таблице редактора LDE
в данный момент установлено только три поверхности: поверхность объекта,
обозначенная как OBJ, поверхность апертурной диафрагмы системы, обозначенная
как STO, и поверхность плоскости изображения, обозначенная как IMA. Для нашего
телескопа нам необходимо пять поверхностей: поверхность объекта, поверхность
кругового затемнения, поверхность главного зеркала (одновременно являющаяся
поверхностью апертурной диафрагмы), поверхность вторичного зеркала и плоскость
изображения. Для введения новой поверхности установите курсор в любую клетку в
строке STO и нажмите клавишу Insert на клавиатуре Вашего компьютера. Новая поверхность
будет введена в таблицу в том месте, на котором был установлен курсор, а строка STO
переместится ниже. Новая поверхность получит номер 1. Аналогичным образом введем новую
поверхность перед поверхностью изображения. Обратите внимание на то, что поверхность
объекта имеет номер 0. а затем следуют поверхности с номерами 1, 2 (отмеченная как STO, так
как она будет поверхностью апертурной диафрагмы), 3 и 4 (отмеченная как IMA):
72
Для начала заполним колонку с названием Radius, в которой указываются радиусы
кривизны поверхностей. Первые две и последнюю клетки оставим без изменений. Infinity
(бесконечность) указывает на то, что поверхности плоские. Для поверхности 2 зададим
значение -21000, что соответствует удвоенному фокусному расстоянию первого зеркала,
взятому в миллиметрах (эта единица измерений используется по умолчанию, но её можно
изменять). Знак «минус» означает, что центр кривизны зеркала находится слева от него. Для
поверхности 3 впишем число -6000, затем дважды кликнув левой кнопкой мыши на этой
ячейке в появившемся окне выберем Solve Type Variable (переменный):
Это мы сделали потому, что не знаем фокусного расстояния вторичного зеркала и нам
придется в последующем его отыскивать, а величину -6000 мы взяли наугад.
Теперь можно приступить к заполнению колонки Thickness (толщина), в которой
задаются расстояния до следующей поверхности по пути следования лучей. В первой ячейке
оставим все без изменений. Это говорит о том, что наблюдаемые объекты находятся на
бесконечно большом расстоянии, следовательно лучи от них идут параллельно. Во второй
ячейке нужно напечатать 8100 – это расстояние от поверхности кругового затемнения до
поверхности главного зеркала. В следующей строке введем число -8025, полученное путем
вычислений из известных данных (знак «минус» означает, что свет от второй поверхности
идет в обратном направлении). Сравнив введенные числа можно сделать вывод о том, что
между поверхностью кругового затемнения и вторичным зеркалом будет существовать
зазор, он нам в дальнейшем может понадобиться. Для толщины следующей поверхности
запишем 11000 (вычислили исходя из эффективного фокального расстояния). В последнюю
ячейку изменений не вносим.
В колонке Glass (стекло) для второй и третьей поверхностей необходимо ввести
значения MIRROR (зеркало), сразу после чего обе сроки поверхностей окрасятся в серый
цвет:
73
Цвета поверхностей можно менять по своему усмотрению, для чего надо нажать
правой кнопкой мыши в первой ячейке выбранной поверхности в столбце с названием Surf:
Type. После этого появится диалоговое окно Surface Properties, позволяющее управлять
свойствами выбранной поверхности. Здесь можно задать тип поверхности (по умолчанию
стоит Standard – плоские, сферические, асферические второго порядка поверхности из
однородного материала; другие нам в нашей модели не потребуются), её апертуру, тип
покрытия и многое другое. Чтобы выбрать понравившиеся цвета для отображения
поверхности в трехмерных моделях и в таблице можно воспользоваться параметрами с
названиями Surface Color и Row Color:
Пришло время заняться колонкой с названием Semi-Diameter (полудиаметр). Для
первой поверхности ведем 605, для второй введем 2100, для третьей зададим 500, а
последнюю не изменим, т.к. её полудиаметр по умолчанию вычисляется автоматически.
74
Теперь дадим программе понять какого типа поверхности наших зеркал, для этого в
колонке Conic (коническая постоянная) для первого зеркала введем -1 (задает параболу), а
для второго -1,5 (числа меньше -1 задают гиперболу) и установим параметр Variable, т.к. мы
не знаем точных параметров гиперболы.
75
Заполнение таблицы мы закончили, осталось задать некоторые внетабличные
параметры. Сначала определим апертуру системы, для этого откроем окно Surface Properties
для поверхности STO, выберем закладку Aperture и в строке Aperture Type зададим Circular
Aperture (кольцевая апертура). Нам остается только ввести минимальный радиус для этой
апертуры равный 605, который определяется размерами отверстия в главном зеркале.
Сейчас нужно будет войти в меню System\General\Aperture и задать в нем тип
апертуры Float By Stop Size(определяется величиной полудиаметра поверхности, на которую
помещена апертурная диафрагма системы).
76
Теперь можно взглянуть на то, что у нас получилось. Для этого откроем меню
Analysis\Layout\Shaded Model (анализ \ схема \ модель с тенями) и увидим вот такую
картину:
Изображение можно поворачивать (используя стрелки клавиатуры), вращать вокруг
оси симметрии (клавиши Page Up и Page Down) и увеличивать. Рассмотрев модель Вы
Можете заметить, что она ещё далека от совершенства, т.к. некоторые параметры мы
вводили наугад, поэтому телескоп нужно соптимизировать. Именно для этого мы задали
несколько переменных параметров.
Оптимизация оптической системы
Оптимизация оптической системы проводится с целью улучшения её характеристик
или её модификации для удовлетворения заданным требованиям.
Для выполнения оптимизации необходимо сделать три шага:
1)
Задать разумную оптическую схему, которая может быть трассирована лучами;
2)
Задать переменные параметры;
3)
Выбрать или задать оценочную функцию.
Чтобы лучше оптимизировать систему сделаем переменной величиной радиус
главного зеркала, а для полудиаметра вторичного поставим автоопределение, выбрав эти
параметры в меню, открывающемся при нажатии правой клавишей мыши.
Первые два шага к оптимизации мы уже сделали, осталось только задать оценочную
функцию. Оценочная функция – это некоторая численная характеристика того, как близко
данная оптическая система находится к заданному набору её характеристик. Zemax
использует список операторов, каждый из которых представляет различные ограничения на
параметры системы или её характеристики. Операторы представляют такие характеристики
системы, как качество изображения, фокальное расстояние, увеличение и многие другие.
Простейший путь выбора одной из встроенных оценочных функций - это выбрать из
главного меню Editors\ Merit Function (проще нажать клавишу F6) и из открывшегося
редактора оценочной функции (Merit Function Editor) выбрать опцию Default Merit Function
(встроенная оценочная функция) Открывшееся диалоговое окно позволит вам выбрать
подходящую оценочную функцию.
77
Мы будем использовать оценочную функцию RMS (CKЗ) - сокращенное название
выражения "Root-Mean-Square" (Среднеквадратическое Значение). Оптимизация по величине
RMS используется наиболее часто. RMS - это корень квадратный из средней величины
квадратов всех отдельных ошибок.
В окне Default Merit Function нажмем сначала Reset, а затем OK. После этого окно
Merit Function Editor изменится, в нем появятся новые строки с числовыми данными.
Установим курсор в верхнюю строчку и нажмем клавишу Insert на клавиатуре. Так мы
добавили новый оператор, но он не тот который нам нужен. Так как у нас имеются данные о
эффективном фокальном расстоянии телескопа, то целесообразно было бы включить их в
оценочную функцию, поэтому кликнем правой кнопкой мыши на добавленной нами строке в
ячейке столбца Type и в появившемся окне выберем Operand EFFL:
Далее в строках Wave (волна) и Weight (вес) задаем 1, в строке Target (цель) введем
величину эффективного фокального расстояния 46200 и жмем ОK.
78
Затем в меню Tools выбираем Update
Теперь окно Merit Function Editor можно закрыть (программа сохранит все данные) и
теперь выберем опцию Tools\Optimization\ Optimization… в главном окне.
79
В открывшемся окне нажмем Automatic и Exit
Переменные и автоопределяемые величины при этом изменятся. Теперь обновим окно с
изображением системы и заметим значительные улучшения. Чтобы качественно их оценить
воспользуемся меню Analysis.
Анализ системы
Проведем 3 вида анализа: стандартная диаграмма пятна рассеяния, геометрическая
модуляционная передаточная функция и дифракционный анализ изображения:
80
Результаты:
81
Как видно результаты замечательные, но это и не удивительно, т.к. мы оптимизировали
систему лишь для одной длины волны.
Задания для лабораторных работ.
Для ОС состоящей из одной линзы рассчитать оптимальный радиус кривизны 2й
поверхности линзы (1-10), оптимальной толщины линзы (11-20), оптимального стекла(21-30).
Исходные данные для ОС.
Радиусы кривизны 1й поверхности линзы (R1) = 50
82
Растояние от 2й поверхности линзы до приемника = 50
H(толщина
N(коэффици
Вариант
R2(радиус
ент
кривизны 2й линзы)
преломлени
поверхности
я стекла)
линзы)
1
50
5,0
1,70
2
50
5,5
1,70
3
50
6,0
1,70
4
50
6,5
1,70
5
50
7,0
1,70
6
50
6,0
1,60
7
50
6,0
1,65
8
50
6,0
1,70
9
50
6,0
1,75
10
50
6,0
1,80
11
40
6,0
1,70
12
45
6,0
1,70
13
50
6,0
1,70
14
55
6,0
1,70
15
60
6,0
1,70
16
50
6,0
1,60
17
50
6,0
1,65
18
50
6,0
1,70
19
50
6,0
1,75
20
50
6,0
1,80
21
40
6,0
1,70
22
45
6,0
1,70
23
50
6,0
1,70
24
55
6,0
1,70
25
60
6,0
1,70
26
50
5,0
1,70
27
50
5,5
1,70
28
50
6,0
1,70
29
50
6,5
1,70
30
50
7,0
1,70
Список литературы
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
"Земля и Вселенная", 2004, № 1
Силкин Б.И. «На пути к телескопам великанам»\\Звездочет 7/2000, стр. 19-23
www.salt.ac.za/
www.astronomer.ru
http://ziv.telescopes.ru/
www.gtc.iac.ru, www.wikipedia.org., Сивухин Д.В. Оптика. М.:2002, стр.185-187.
http://www.gemini.edu/
http://pvd2.narod.ru/publ/ao_tut/AO_tutorial_5_multiconjugate_adaptive_optics.htm#SEC5.7
83
9. http://www.pparc.ac.uk/nw/firstgemini.asp
10. http://www.glazok.ru/news/space/story/278/index.html
11. www.noao.edu/usgp
12. www.nsf.gov/mps/ast/gemini/dedication.htm
13. http://www.hq.eso.org/projects/vlt/unit-tel/adapt-rot.html
14. http://bbc.co.uk/
15. http://www.avia.ru/
16. http://www.cnews.ru/cgi-bin/oranews/get_news.cgi?tmpl=top_print&news_id=139761
17. http://photogallery.astrobook.org/observers_and_telescopes/
18. http://www.podrobnosti.ua/technologies/2002/01/19/13168.html
19. http://www.ssga.ru/erudites_info/astronomy/astronom_4/observar/pos_sew_blis.html
20. http://www.ifa.hawaii.edu/mko/images/mr_mirror2.jpg
21. http://www.astro.ubc.ca/E-Cass/1999-JS/Mike-AAS.html
22. http://www.seds.org/billa/bigeyes.html
23. www.ociw.edu/magellan
24. muxeu – K.narod.ru
25. hea.iki.rssi.ru
26. www.sao.ru
27. infoart.tip.net
28. www.websib.ru
29. www.krugosvet.ru
30. www.wikipedia.org
31. www.astro.ubc.ca/LMT/lm/index.html#history
32. www.astro.ubc.ca/LMT/lzt/#news
33. www.astro.ubc.ca/LMT/lzt/index.html
34. Дьяченко А.И. «В гостях у телескопа Вильяма Гершеля»\\Звездочет 3/2002, стр. 10-17
35. www.wikipedia.org
36. www.ing.iac.es/PR/wht.info/index.html
37. www.soartelescope.org
38. www.pa.msu.edu/soarmsu
39. www.astro.nineplanet.org
40. http://www.cfht.hawaii.edu/HawaiianStarlight/English/CFHT-Story.html
41. http://www.websib.ru/noos/metod/astronom/sprav/Obser.htm
42. http://www.astronet.ru
43. http://www.krugosvet.ru/articles/21/1002100/1002100a5.htm
44. http://www.makolkin.ru/index.php?id=64&type=1
45. http://soch.studik.ru/018938-3.html
46. http://www.nasa.gov/hubble or http://hubblesite.org/news/2005/33
47. http://www.tng.iac.es/.
48. http://en.wikipedia.org/.
49. www.apo.nmso.edu
50. www.noao.edu/wiyn/
51. www.astro.wisc.edu/wiyn/wiyn.html
52. astrowww.astro.indiana.edu
84