В 1672 г

КАССЕГРЕНОВСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ И ПЕРСПЕКТИВЫ ИХ
РАЗВИТИЯ
Ю.А. Клевцов
В 1672 г. французский скульптор и художник Грийом Кассегрен предложил двухзеркальную систему телескопа, сыгравшую за последующие более чем 330 лет огромную роль в развитии астрономической оптики (см.
рис.1). Система эта содержит главное вогнутое параболическое зеркало и
вторичное выпуклое гиперболическое зеркало, расположенное перед фокусом главного зеркала. Изображение наблюдаемого объекта образуется на некотором расстоянии за главным зеркалом, для чего в последнем имеется центральное отверстие.
Главным достоинством такого телескопа является, несомненно, то обстоятельство, что длина его трубы получается как минимум в 4 раза короче
длины трубы телескопа Исаака Ньютона такого же фокусного расстояния.
Помимо этого, система Кассегрена имеет удобное для наблюдателя расположение плоскости фокусировки, такое же, как и в телескопе-рефракторе. Однако, в семнадцатом веке не умели делать точные несферические поверхности, имеющие к тому же значительно большее отклонение от сферы, нежели
эквивалентное по фокусному расстоянию параболическое зеркало ньютоновского телескопа. Это явилось серьезным препятствием к практическому
осуществлению системы Кассегрена.
Значительно позднее выяснилось, что на краях поля зрения такого телескопа, также как и ньютоновского, качество изображения существенно
ухудшается. В то время вычислительная оптика находилась ещё в зачаточном состоянии и причины этих искажений оставались неясными. Только после создания в 1856 г. Зейделем теории аберраций оптического изображения,
и усовершенствования её в 1905 г. Карлом Шварцшильдом появилась возможность улучшить качество изображения в системе Кассегрена. Изобретение Леоном Фуко в 1858 г. теневого метода контроля оптических поверхностей открыло путь к практическому осуществлению таких телескопов.
В 1922 г. через 250 лет после Кассегрена французский оптик Кретьен
усовершенствовал его систему, расширив в ней поле зрения выбором формы
зеркал. При этом оба зеркала системы получились гиперболическими. Выдающийся американский оптик профессор Ричи построил по такой схеме два
телескопа диаметром 0,5 и 1 м. С тех пор такая усовершенствованная система Кассегрена носит название системы Ричи-Кретьена. В 20 м веке она получила огромную популярность, как среди астрономов профессионалов, так
и среди любителей астрономии. Достаточно сказать, что по этой схеме в мире построено несколько 4 метровых зеркальных телескопов.
Однако, несмотря на бурное развитие в 20 веке методики изготовления и контроля несферических поверхностей, изготовление зеркал таких телескопов остается искусством, которым владеют лишь немногие опытные
оптики. В связи с чем, их промышленное производство вызывает затруднение и освоено лишь мелкими частными фирмами, которые выпускают мизерное количество таких телескопов, причем, по причине увеличения асферичности зеркал, относительное отверстие их, как правило, не превышает
1:10, что при наметившейся за последние годы тенденции к применению в
любительской астрономии ПЗС-приемников излучения представляется недостаточным.
Большая асферичность зеркал при сколько-нибудь высокой светосиле телескопа, жесткие допуски на их центрировку и неплоское поле зрения
телескопов Ричи-Кретьена заставили искать оптиков 20 века иные пути усовершенствования системы Кассегрена. Было предложено много модернизированных кассегреновских систем, которые условно можно разделить на системы с коррекционными элементами, расположенными в параллельном и
сходящемся пучках лучей. Коррекционные линзовые элементы, расположенные в параллельном пучке лучей, имеют диаметр, сопоставимый с диаметром главного зеркала телескопа, а коррекционные линзовые элементы,
расположенные в сходящемся пучке лучей имеют относительно небольшие
размеры. Из последних наибольшего внимания заслуживают системы с коррекционными линзами, расположенными в сходящемся пучке лучей или около вторичного зеркала или вблизи фокальной плоскости телескопа.
Наиболее характерными представителями систем с коррекционными
элементами в параллельном пучке лучей является система ШмидтаКассегрена, разработанная в 1940 г. научным сотрудником обсерватории
Гарвардского колледжа Джеймсом Генри Бейкером (см. рис. 2) и система менисковый-Кассегрен, разработанная в 1941 г. нашим известным оптиком
член-корреспондентом АН СССР Дмитрием Дмитриевичем Максутовым (см.
рис.3).
В обеих этих системах на пути лучей света от объекта наблюдения
установлен квазиафокальный линзовый элемент. В первом случае (рис.2) это
тонкая плоскопараллельная пластинка (корректор Шмидта), обе поверхности
которой асферические, а во втором - ахроматический мениск, имеющий
приблизительно равные радиусы, причем оба зеркала кассегреновской системы имеют сферическую форму поверхности. В обеих системах корректирующий линзовый элемент может быть расположен вблизи вторичного
зеркала, что упрощает конструкцию телескопа.
Главным достоинством таких телескопов является закрытая труба и
увеличенное по сравнению с телескопом Ричи-Кретьена поле зрения, которое
при умеренной кривизне поля может составлять величину в среднем до 1º.
Относительно широкие допуски на центрировку оптических элементов схемы и сферическая форма обоих зеркал, а в системе Максутова-Кассегрена всех оптических поверхностей, позволяет производить такие телескопы в
промышленном масштабе.
Около тридцати лет назад ведущие американские фирмы “Celestron”,
“Bausch & Lomb” и несколько позднее “Meade” освоили серийное производство телескопов системы Шмидта-Кассегрена с диаметром действующего от-
верстия 8-16 дюймов. Немалую роль здесь сыграли разработки оригинальной вакуумной автоматизированной технологии асферизации поверхностей
коррекционной пластинки.
Телескопы менисковый-Кассегрен, как известно, выпускаются серийно многими фирмами, производящими телескопы как у нас в стране, так и за
рубежом и пользуются заслуженным спросом среди любителей астрономии.
К недостаткам таких телескопов на фоне всеобщей тенденции к применению в любительской астрономии ПЗС-приемников излучения можно отнести их сравнительно низкую светосилу. Известно, что серийные телескопы
системы менисковый Кассегрен Д.Д. Максутова при диаметре действующего
отверстия 200 – 250 мм изготавливаются с относительным отверстием не более 1:10 – 1: 15. Увеличение относительного отверстия таких телескопов до
приемлемого для работы с ПЗС-приемниками значения 1:7 – 1:8 приводит к
необходимости ретушировать главное зеркало. Процесс этот кропотливый и
не поддается автоматизации, что соответственно увеличивает стоимость таких телескопов, как минимум, вдвое. Кроме того, спектральная область работы таких телескопов, как правило, не выходит за пределы видимой глазом
области спектра 486 – 653 нм, а доступная для работы область спектра ПЗСприемников излучения простирается примерно от 180 до 950 нм. Это приводит к тому, что область спектра, начиная от ультрафиолетовой границы пропускания стекла (330 нм) и вплоть до видимой глазом области спектра 440
нм, будет передаваться такими телескопами с искажениями и должна быть
обрезана фильтрами. То же относится к ближней ИК-области спектра. Это
обстоятельство может существенно понизить проницающую способность телескопа, работающего с ПЗС-приёмником излучения.
Это же, хотя и в несколько меньшей степени, характерно для систем
Шмидта-Кассегрена, которые по причине большой асферичности и чувствительности к децентрировками не выпускаются с относительным отверстием
более 1:10. Правда, в последнее время американской фирмой “Meade” (2005
г.) выпущен телескоп Шмидта-Кассегрена RCX400, имеющий при диаметре
действующего отверстия 10 дюймов относительное отверстие 1:8. Мы предполагаем, что этот телескоп имеет коррекционную пластинку Шмидта, изогнутую по форме мениска.
К сожалению, все, что было мною сказано относительно ограничений
спектральной области работы, приходится повторить и в отношении этого
телескопа.
Для ряда фотографических работ, выполняемых на таких телескопах,
например, для съемки слабых туманных объектов, требуется относительное
отверстие ещё более высокое и потому их конструкторы пошли по пути комплектации инструмента преобразователями фокусного расстояния, которые
крепятся на окулярном торце трубы и позволяют превратить телескоп в
мощную фотографическую камеру с относительным отверстием от 1:6,3 до
1:3,3. Однако, в отношении кассегреновских телескопов с коррекционными
элементами в параллельном пучке лучей всё, что было сказано в отношении
ограничений спектральной области работы, приходится повторить и для режима их работы с преобразователем фокусного расстояния.
В 1972 г., когда я, будучи ещё очень молодым человеком, впервые обратился к проблеме поиска оптимальной системы телескопа для промышленного производства, ни у нас в стране, ни за рубежом телескопы для любителей астрономии с диаметром действующего отверстия более 100 мм не производились. Все что мы имели тогда – это система менисковый Кассегрен
Д.Д. Максутова, отдельные серийные экземпляры которой диаметром 70 и
100 мм можно было купить по случаю. Мне было ясно, что при диаметре
действующего отверстия 200 мм эта система не была оптимальным решением для серийного производства по ряду уже перечисленных факторов.
В 1972 г. мне на глаза попалась статья кандидата технических наук, профессора Павла Павловича Аргунова, в которой он описывал разработанную
им систему телескопа с предфокальным отражательным линзовым корректором (рис.4). Эту систему он запатентовал в конце 1962 г. Она имела корректор диаметром в 1/3 действующего отверстия, составленный из двух или
трех линз, выполненных из разных марок стекла, что давало возможность
обеспечить ахроматическую и апланатическую коррекцию изображения. Довольно быстро я разобрался в том, что недостатком этой системы, при двухлинзовой конструкции корректора, является недопустимо большой вторичный спектр, который, даже при оптимально подобранных марках стекла корректора, всего лишь в 2,5 раза меньше, чем в эквивалентном ахроматическом
рефракторе. К сожалению, уменьшение вторичного спектра, возможное в
трехлинзовой схеме корректора, не распространяется на широкую область
спектра. По этой причине, телескопы такого типа не могут иметь большое
действующее отверстие и светосилу более 1:10.
На Одесской астрономической обсерватории, с которой много лет
плодотворно сотрудничал П.П. Аргунов, было построено несколько таких
телескопов с действующим отверстием до 400 мм, однако, из-за указанных
недостатков, как я позднее выяснил, такие телескопы не получили распространения.
Впрочем, система, предложенная П.П. Аргуновым, имеет и очевидные
достоинства, очень ценные именно при промышленном производстве. Это, в
первую очередь, её малые габариты, небольшой диаметр коррекционных
линз, что упрощает проблему с оптическим стеклом и сферическая форма
всех оптических поверхностей. Размышляя над возможностью исправления
главного недостатка этой системы – её большого вторичного спектра, я в середине июля 1974 г. начал исследования системы с менисковым корректором
(см. рис.5). В то время я ещё не знал, что подобная система изучалась в 1967
г. на Крымской астрофизической обсерватории известным советским оптиком Геннадием Михайловичем Поповым.
Результатом моих исследований системы рис. 5, проводимых до конца
1974 г., был малоутешительный вывод о том, что параметров тонкого мениска недостаточно для устранения хроматизма и обеспечения апланатической
коррекции системы. Как мне стало позднее известно, к таким же выводам
пришел и Г.М. Попов, который исправил в этой системе сферическую аберрацию и хроматизм на оси в широком диапазоне спектра. Однако, предложенные им апохроматические варианты системы рис. 5 обладали небольшой,
но принципиально неустранимой комой. К слову, следует заметить, что в то
время никто из нас всерьез не рассматривал толщину мениска, как коррекционный параметр и потому я не догадывался о возможности апланатических
решений в системе с толстым мениском, реализованных недавно японской
фирмой “Vixen” в телескопе VMC200L. Впрочем, забегая вперед, скажу, что
такое решение, ввиду своей очевидной простоты, не обладает достаточной
гибкостью в смысле уменьшения остаточных искажений изображения, кроме
того, толстый мениск вводит большой хроматизм увеличения порядка 0,1%
для видимой области спектра, что может сказаться на качестве изображения
звезд по краям поля зрения. Так что, создание на основе этой системы телескопа с широким спектральным диапазоном работы и относительным отверстием более 1:10 представляется проблематичным, так как её оптические
возможности полностью исчерпаны.
В начале 1975 г., размышляя над возможностью одновременного исправления в системе рис.5 трех основных аберраций оптического изображения, я, в конце концов, догадался использовать в ней в качестве компенсатора хроматизма, вводимого мениском, отражательное зеркало Манжена, выполненное из материала с тем же ходом дисперсии, что и мениск (см. рис.6).
Это одновременно решает проблему апланатизма и коррекции вторичного
спектра в широком диапазоне длин волн – главного зла аргуновских телескопов. Не буду утомлять слушателей дальнейшим изложением истории вопроса, скажу только, что все преимущества этой системы в смысле качества
изображения блестяще проявились при испытаниях опытного 300 мм образца
(1:9,6) телескопа, сделанного мною собственноручно в 1980 г.
В конце третьей четверти двадцатого века доступная астрономам область оптического спектра существенно расширилась за счет приёмников
света ближней ультрафиолетовой и инфракрасной областей. Спектральная
область чувствительности используемых астрономами фотоматериалов простиралась от 250 до 1100 нм. Кроме того, в то время уже начинали использоваться ПЗС-приёмники излучения, полоса спектральной чувствительности
которых в среднем составляла 400 – 900 нм. Наблюдаемое в настоящее время
прогрессивное улучшение качества ПЗС-матриц: повышение их разрешающей способности вдвое-втрое по сравнению с фотоэмульсией и увеличение
размеров, приближающее их по информативности к фотопластинкам, заставляет сейчас предъявлять куда более жесткие требования к качеству оптического изображения в фотографических телескопах, нежели те, которыми оптики руководствовались пол века назад. Все это стимулировало меня на поиски иных конструкций менискового корректора с увеличенной светосилой и
лучшим качеством изображения в широком диапазоне спектра, а также на
поиски путей исправления полевых искажений изображения в этих системах.
Не буду задерживать внимание слушателей на истории вопроса модерниза-
ции этой системы – все это детально изложено в моих статьях. Перейду к результатам исследований последних лет.
В 1996 г. я запатентовал систему с менисковым корректором, похожую на систему рис. 6, с разными, но близкими по дисперсии, стеклами линз
корректора. Это позволило повысить светосилу системы в пределе до относительного отверстия 1:6 (при серийном изготовлении 1:8) и расширить
спектральную область работы до 400 – 900 нм (на оси системы от 365 до 1530
нм, если использовать корректор без просветляющего покрытия). Таким образом, сейчас в отношении светосилы и спектральной области работы предлагаемая система уже превосходит свои аналоги с корректирующими элементами в параллельном пучке лучей.
Недостатком этой системы является наличие принципиально неисправимых полевых аберраций: астигматизма и кривизны поля, пожалуй, только
в этом отношении она и уступает своим аналогам: Шмидту-Кассегрену и менисковому Кассегрену Д.Д. Максутова, полевые аберрации которых значительно меньше, в связи с чем, угловое поле может доходить до 1º. Однако,
дифракционно ограниченное поле предлагаемой системы телескопа в среднем составляет 10-15 угловых минут и этого вполне достаточно для визуальных наблюдений и фотографических работ с относительно дешевыми ПЗСматрицами малого формата, весь спектральный диапазон, разрешающую и
проницающую способность которых такая система в состоянии использовать, обеспечивая значительно более короткий диапазон выдержки, чем её
серийные аналоги: система Шмидта-Кассегрена и менисковый-Кассегрен.
По такой системе на ФГУП ПО НПЗ серийно выпускаются 200 и
250 мм телескопы с относительным отверстием 1:8,5. Последняя модель переводится нами на относительное отверстие 1:8. Рассматривается возможность перевода 150 мм телескопа, на аналогичную систему с относительным
отверстием 1:9 против 1:10,3 в настоящем варианте.
В самое последнее время я нашел средство борьбы и с полевыми
аберрациями этой системы. Трехлинзовый изопланатический преобразователь фокусного расстояния (см. рис. 7), рассчитанный нами для 250 мм телескопа обеспечивает плоское поле изображения порядка 1,3º (32 мм) при эквивалентном относительном отверстии инструмента 1:5,5. В диапазоне спектра 380 – 850 нм диаметр пятна рассеяния в изображении одиночной звезды
при 80% концентрации энергии света составляет менее 14 мкм, а по краю поля зрения - порядка 26 мкм. Практически завершены разработки преобразователя фокусного расстояния для 200 мм телескопа на тот же диапазон спектра с эквивалентным относительным отверстием 1:4 и линейным полем около 11 мм. Качество изображения звёзд, которое дает этот преобразователь
фокуса, будет ещё лучше и в центре поля составит 10 мкм с падением к краю
поля до 20 мкм.
Таким образом, уже сейчас можно сделать заключение, что предлагаемая система телескопа идеально подходит для наблюдений с ПЗСматрицами. В любительской астрономии это, в основном, наблюдения Луны,
планет, туманностей и звездных скоплений. В профессиональной астроно-
мии благодарная ниша применения такой системы – создание сети телескопов космического мониторинга, используемых для отслеживания орбит искусственных спутников, комет и астероидов, орбиты которых пересекаются с
орбитой Земли. Благодаря высокой светосиле и качеству изображения в широкой области спектра, а также благодаря относительной дешевизне изготовления, эта система идеально подходит для решения указанной задачи. Очень
простая, малогабаритная и относительно дешёвая, снабженная преобразователями фокусного расстояния, предлагаемая система успешно конкурирует в
этих областях применения с такими известными и уважаемыми системами
телескопов, как система Шмидта-Кассегрена и система менисковый Кассегрен Д.Д. Максутова.