Аберації телескопів та тестування оптики

Оптика телескопа абсолютно досконалою може бути лише в теорії - в математичних розрахунках, і то далеко не завжди. Тонка структура правильного зображення телескопа порушується втручанням багатьох чинників. Це можуть бути аберації притаманні найоптичнішій системі, але також спотворення зображення, викликані деякими механічними вузлами телескопа, температурним середовищем у трубі та турбуленцією атмосфери.

Любитель астрономії, що вимагає від свого телескопа дійсно високої якості зображення, завжди повинен усвідомлювати, яким видам аберацій схильний його телескоп, і з якими різновидами подібних спотворень можна успішно боротися, виявивши причину.

Вступ

Не особливо вдаючись у тонкощі теорії поширення світла, необхідно виділити кілька основних понять. Ще зі шкільної лави нам відомо, що світло, як будь-яке інше випромінювання має хвильову природу. У однорідному середовищі хвилі світла мають сферичну форму, які й утворюють хвильовий фронт, про який ми ще поговоримо нижче. Нормалі до фронту, вздовж яких, власне, і поширюється світло, називають променями. У контексті астрономічних спостережень ми працюємо з паралельним пучком світла, джерело якого перебуває у «нескінченності».

Завдання телескопа зібрати паралельний пучок світла від об'єкта, що спостерігається, в одну точку у фокусі, чого можна домогтися, додавши поверхні об'єктива певну кривизну. Але важливо розуміти саму природу взаємодії світла з оптичними деталями.

У вакуумі швидкість поширення світла становить приблизно 300 тис. км/сек, але потрапляючи в більш щільне середовище, світло рухається повільніше і відношення між швидкістю поширення світла в абсолютно розрядженому середовищі зі швидкістю поширення речовини називають коефіцієнтом заломлення. Відповідно, що менше швидкість світла у середовищі, то вище коефіцієнт його заломлення. Але тут не так просто, світло від небесних об'єктів може мати різні довжини хвиль і, потрапляючи в оптичне середовище, хвилі різної довжини мають різний коефіцієнт заломлення. Наслідком є розкладання світла на спектр – це явище називається дисперсією світла. Саме цими речами зумовлено значну частину проблем лінзових об'єктивів.

Дзеркальні телескопи позбавлені проблем з дисперсією світла, т.к. дзеркало не пропускає світло, а має лише одну поверхню, покриту світловідбиваючим шаром. При попаданні променів на поверхню дзеркала вони відбиваються під кутом до самої поверхні рівним куту падіння. Тобто плоске дзеркало відображає паралельний пучок світла під кутом 90 градусів до поверхні, що потрапив на нього, і залишає пучок все таким же паралельним, а увігнуте дзеркало телескопа відображає світло під меншим кутом, збираючи пучок світла у фокус. З цього виходить, що фокусна відстань телескопа повністю залежить від кута відбиття світла, а, отже, і величини кривизни дзеркала.

В даному випадку ми розглянули явища пов'язані з пучком світла, що потрапили в об'єктив від точкового джерела, наприклад, однієї зірки, яка знаходиться точно на оптичній осі телескопа. Але телескоп будує зображення і складніших об'єктів. Похилі пучки світла, які потрапляють в об'єктив телескопа під деяким кутом до оптичної осі, також збираються телескопом у фокус, але не точно оптичної осі, а трохи збоку. Маса зображень точок зібраних телескопом у фокус і визначає так звану фокальну площину, або зображення об'єкта, що спостерігається, побудоване телескопом. Від величини апертури і, як наслідок, світлозбиральних здібностей, роздільної здатності і залежить детальність зображення у фокальній площині, яке ми розглядаємо за допомогою окуляра.

Виходячи з вищесказаного, не особливо заглиблюючись у розрахунки, можна дійти невтішного висновку, що телескоп повинен будувати у фокальної площині зображення «нескінченно» віддаленої зірки як точки. Але на практиці, при великому збільшенні зірка в телескоп виглядає як маленький гурток (гурток Ері), концентрично якого видно слабкі світлові кільця, яскравість яких, швидко падає від центру до країв. Зумовлено це хвильовою природою світла, саме дифракцією. Суть явища можна зрозуміти за наведеною нижче картинкою, тут у графічній формі зображений градієнт розподілу енергії в самому гуртку Ері і в дифракційних кільцях, що поступово загасають, навколо нього.

Основні види аберацій

Сферична аберація . Особливістю сферичних поверхонь, що часто використовуються в оптиці, є те, що сферичне дзеркало або лінза не здатні зібрати строго в одну точку паралельний пучок світла через різницю оптичної сили поверхні в центрі і по краях. Таким чином, кожна з кругових зон об'єктива будує власний фокус на оптичній осі не відповідно до інших зон.

Це призводить до розмитості зображення і неможливості точно навести фокус. У рефракторах, де сферичні поверхні лінз, з цією проблемою можна боротися, розраховуючи оптичні компоненти об'єктива таким чином, щоб сферична аберація однієї лінзи компенсувалася сферичною аберацією строго певної величини іншої лінзи.

У телескопах рефлекторах більшості систем сферичну аберацію можна виправити лише асферизацією поверхні дзеркала під час полірування. Для цього на поверхні дзеркала наноситься точно розрахований рельєф, який, власне, і призводить до однакової оптичної сили всіх зон, дозволяючи їм зводити пучок в один фокус. Як правило, якщо йдеться про телескоп Ньютона, головне дзеркало має параболічну форму, яка загалом і надає всій його поверхні строго однакову оптичну силу.

Сферичну аберацію можна помітити, порівнюючи передфокальне та зафокальне зображення зірки. Якщо вони абсолютно ідентичні, телескоп має добре скориговану оптику, якщо дифракційні картини з різних боків від фокусу мають суттєву різницю в структурі, градієнті та яскравості кілець, отже, телескоп все-таки має досить суттєву сферичну аберацію.

Хроматична аберація . Це спотворення тією чи іншою мірою притаманне всім лінзовим об'єктивам. Причиною його стає та сама дисперсія світла, про яку ми згадували раніше, коли промені різних довжин хвиль мають різний коефіцієнт заломлення в одній оптичній поверхні.

Хроматизм проявляє себе на зображенні телескопа як райдужна облямівка, навколо об'єкта, що спостерігається, і всередині його деталей, а зображення зірки просто набуває неприродного кольорового забарвлення.

Значний хроматизм призводить до розмитого зображення та значної втрати роздільної здатності телескопа. Ще в ХІХ столітті був винайдений витончений спосіб корекції цієї аберації завдяки застосуванню в об'єктиві стекол з різною дисперсією, наприклад, доступних тоді крона і флінту. Тобто, грубо кажучи, хроматизм, створений першою лінзою із крона, компенсується хроматизмом другої лінзи з флінту, завдяки чому вдається звести у фокус основні довжини хвиль світла. Це схема ахроматичного об'єктива, за якою виконано більшість сучасних недорогих аматорських рефракторів.

Але навіть у такому об'єктиві має місце бути так званий залишковий хроматизм, який вносять інші довжини хвиль світла нескоректовані об'єктивом. З розвитком науки скловаріння у ХХ-му столітті були створені та набули поширення так звані апохроматичні об'єктиви, низькодисперсне скло яких, має суттєво менший коефіцієнт заломлення та зводить велику кількість хвиль світла.

Кома та астигматизм . Похилі пучки світла, що переломилися в лінзі або відбиті дзеркалом, поширюються в трубі телескопа не симетрично до своєї осі, що є причиною видимих плям коми на краю поля зору телескопа.

Зрозуміло, кома проявляється тим більше, чим вище світлосила телескопа, тому в телескопах-астрографах, де висока світлосила, як правило, є однією з обов'язкових умов для досягнення гарного результату, використовують спеціальні коректори коми, які встановлюються перед фокальною площиною та завдяки своїй лінзовій системі "вирівнюють" зірки по краю.

Як і кома, астигматизм це аберація похилих пучків, властива, знову ж таки, більш світлосильним системам. При спробі сфокусувати зображення на краю поля ми отримаємо горизонтальний штрих замість точкового зображення зірки. При перефокусуванні штрих зміниться вертикальний, а проміжні дифракційні картинки матимуть форму еліпса.

Кривизна поля . Ця аберація притаманна тією чи іншою мірою дуже багатьом об'єктивам і проявляється в тому, що об'єктив будує зображення фокальної площини зовсім не на площині, а на деякій, зазвичай, близькій до сфери поверхні. Наприклад, у телескопах Ньютона ця поверхня має сферу, звернену своєю увігнутою стороною до дзеркала. На щастя, при візуальних спостереженнях у телескоп ця аберація мало дається взнаки, т.к. окуляр розглядає ще відносно пласку частину фокальної поверхні. Але для астрофотографів, які знімають на досить великі ПЗЗ-матриці, що перекривають практично всю фокальну поверхню, кривизна поля створює багато проблем. У результаті на знімках зірки виходять чіткими лише на невеликій центральній ділянці поля, а що далі до країв кадру, то більш розфокусований вигляд має зоряне поле. Борються з цією проблемою, знову ж таки застосовуючи різні позафокальні коректори. Для телескопів Ньютона функція випрямлення поля закладена у сучасних коректорах коми , а рефракторів використовують спеціальні коректоры-спрямители – флетнери (flatener).

Неоптичні спотворення

Крім аберацій властивих оптичним системам теорії, існують також чинники, що негативно впливають на якість зображення на практиці. На жаль, деякі з цих факторів часто впливають на отримувану картинку, ніж незначні та залишкові аберації оптики.

Центральне екранування . Це одна з головних проблем телескопів рефлекторів. Справа в тому, що вторинне дзеркало, проекція якого в телескоп рефлектор або катадіоптрика потрапляючи на головне дзеркало, екранує якусь частину пучка світла. Це призводить до того, що відбувається перерозподіл енергії у зображенні зірки з гуртка Ері на дифракційні кільця. Чим більше центральне екранування системи, тим більше енергії перетворюється на кільця, відповідно телескоп значно гірше справляється з однією зі своїх основних теоретичних завдань – створенням точкового зображення зірки у фокальній площині.

Звичайно, це також призводить до падіння контрасту зображення і навіть втрати роздільної здатності, особливо при спостереженні тісних подвійних зірок, коли яскраве перше дифракційне кільце може просто приховувати від нас другий компонент у парі.

Центральне екранування вважається або у відсотковому співвідношенні лінійних розмірів вторинного дзеркала до апертури або площі вторинного дзеркала до площі апертури. Давайте уявимо телескоп, апертура якого 200мм, а діаметр кружка проекції вторинного дзеркала становить 50мм. У такому разі центральне екранування системи становитиме 25%, а екранування головного дзеркала площею близько 6%. Будьте обережні, деякі виробники у специфікаціях люблять хитро маніпулювати цією цифрою, стверджуючи, що екранування їх телескопів дорівнює, наприклад, 10-12%, не уточнюючи при цьому, що це лінійне екранування, або екранування площею апертури.

Перетискання оптики в оправах . Об'єктив телескопа, як правило, якось закріплений або затиснутий в оправі, ступінь і сила цього затискання розраховуються. У деяких випадках між стінкою головного дзеркала і кріпильними лапками оправи необхідно строго розрахувати величину щілини в кілька десятих, або навіть сотих часток міліметра. Все це робиться для того, щоб компенсувати різницю коефіцієнтів температурного розширення (КТР) між склом і матеріалом оправи (алюміній, сталь). Якщо цього не враховувати, при перепаді температур металева оправа може стиснутися набагато сильніше, ніж головне дзеркало телескопа. Через це дзеркало може бути перетиснутим і, відповідно, на мізерно малу величину змінити свою форму. Але оскільки під час астрономічних спостережень ми прагнемо досягти максимальної якості зображення, для нас важливі зміни поверхні дзеркала аж до величини декількох довжин хвиль видимого діапазону світла. Проблеми, пов'язані з перетисканням дзеркала в оправі, або неправильним його розвантаженням, завжди явно помітні на дифракційній картині. Якщо Ви бачите, що розфокусоване зображення зірки має не концентричну округлу форму, а натомість більше нагадує квадрат, або трикутник, будьте певні, дзеркало Вашого телескопа сильно затиснуте в оправі.

Що ж робити у такій ситуації? В ідеалі, звичайно, краще звернеться до сервісного центру одного з постачальників астрономічного обладнання у Вашому регіоні, або магазину, в якому Ви придбали телескоп. Якщо з тих чи інших причин, у Вас немає такої можливості, спробуйте відшукати, наприклад, через Інтернет, досвідчених любителів астрономії у Вашому місті та звернутися до них. Не усвідомлюючи всіх тонкощів і допусків на встановлення головного дзеркала в оправі, краще не братися за виправлення помилок виробників.

Теплові потоки всередині труби. Це може приносити чимало спотворень у зображення. Причиною теплових потоків повітря в трубі, як правило, є якісь ще не до кінця охололі і термостабілізуючі елементи з навколишнім середовищем. Теплові потоки поводиться дуже помітно, спотворюючи концентричність дифракційної картини.

Якщо труба телескопа металева, під час спостережень холодної зимової ночі можна провести простий та наочний експеримент. Просто прикласти до труби теплу руку та розфокусувати зображення. На дифракційній картині Ви зможете у всій красі побачити струмені теплого повітря створені Вашою рукою та передані через стінку труби її внутрішньому середовищу.

У більшості випадків подібні проблеми притаманні досить великим телескопам рефлекторам, 250-300мм дзеркало яких потребує досить багато часу на термостабілізацію. Багато виробників для прискорення процесу остигання дзеркала передбачають в оправі можливість кріплення комп'ютерного кулера, який зможе обдувати дзеркало повітрям, що оточує трубу. Зазвичай застосування активного охолодження дзеркала в кілька разів прискорює процес термостабілізації.

Атмосферна турбуленція . Хоча в нашому списку факторів, що впливають на якість зображення, атмосферна турбуленція знаходиться на останньому місці, на жаль, її вплив, часто може значно перевищувати вплив огріхів оптики телескопа. Спостерігаючи в умовах нестійкої атмосфери та сильної турбуленції, навіть найякісніший телескоп не здатний буде дати гарне зображення. Більш докладно про проблеми пов'язані з поганими умовами спостережень можна ознайомитись у статтях «Мистецтво візуальних спостережень» , а зараз ми наводимо наочну ілюстрацію того, як може впливати навіть незначна атмосферна турбуленція на якість зображення небесних об'єктів та дифракційної картини зірки.