автореферат диссертации по приборостроению, метрологии и информационно-измерительным приборам и системам, 05.11.07, диссертация на тему:Исследование и композиция оптических систем высокоапертурных телескопов

Введение

Литературный обзор

Глава I Однозеркальный телескоп

1.1. Отражающие поверхности второго порядка

1.2. Сферическая аберрация отражающей поверхности второго порядка

1.3. Сферическая аберрация сферической отражающей поверхности

1.4. Кома параболической отражающей поверхности

1.5. Выводы по главе I

Глава П Двухзеркальный телескоп

2.1. Афокальная система со сферическим главным зеркалом

2.2. Эквидистантные поверхности

2.3. Технологические параметры поверхностей второго порядка

2.4. Выводы по главе II

Глава III Трехзеркальный телескоп

3.1. Кома двухзеркальной афокальной системы

3.2. Апланатическая коррекция аберраций в трехзеркальном телескопе со сферическим главным зеркалом

3.3. Выводы по главе Ш

Глава IV Четырехзеркальный телескоп

4.1. Неизопланатизм двухзеркальных классических систем

4.2. Габаритный расчет четырехзеркального телескопа с плоским полем

4.3. Выводы по главе IV

Глава V Пятизеркальный телескоп

5.1. Габаритный расчет пятизеркального телескопа с плоским полем

5.2. Выводы по главе V 108 Заключение 110 Список литературы 111 Приложения

Актуальность работы

Ведущее место в структуре научных представлений об окружающем мире принадлежит астрономии. Передовые исследования макро- и микромира ведутся путём изучения процессов, проходящих во Вселенной. Главными инструментами астрономии являются телескопы, при помощи которых возможно проводить исследования бесконечно удалённых объектов.

Современные астрономические исследования требуют повышения проницающей силы и разрешающей способности телескопов, что достигается путем создания инструментов высокой апертуры, то есть увеличения диаметра входного зрачка систем. Многие исследования могут быть проведены только при помощи инструмента, имеющего диаметр входного зрачка более 10 метров.

Перспективным направлением считается разработка оптических схем крупногабаритных телескопов со сферическим главным зеркалом. Сферическую отражающую поверхность легче изготовить. При создании главного зеркала в сегментированном виде взаимное расположение отдельных сферических элементов определить проще, чем выставить внеосевые элементы асферической поверхности.

В настоящее время известны различные схемы и концепции создания системы объектива телескопа со сферическим главным зеркалом. Вопросы, связанные с решением этой задачи рассматриваются в работах российских и зарубежных ученых, таких как: Грамматин А. П., Зверев В. А., Максутов Д. Д., Михельсон Н. Н., Пименов Ю. Д., Пуряев Д. Т., Родионов С. А., Русинов М. М., Цуканова Г. И., Чуриловский В. Н., Korsh D. G., Meinel А. В., Picht J., Ramsey N. Y. и др. Однако, целый ряд проблем, касающихся как габаритного, так и аберрационного расчета схем телескопов со сферическим главным зеркалом требуют дальнейшего исследования. Известные варианты системы имеют очень малое относительное отверстие при малых значениях рабочего поля.

Таким образом, актуальной является задача разработки принципиально новой схемы оптической системы высокоапертурного широкопольного телескопа будущего с диаметром главного зеркала сферической формы 1025 метров и более. Цель работы

Цель диссертационной работы заключается в разработке теоретических основ композиции оптических систем высокоапертурных телескопов. Задачи исследования

1. Анализ аберрационных свойств поверхностей второго порядка.

2. Анализ двухзеркальных схем телескопов.

3. Исследование двухзеркальной афокальной анаберрационной системы со сферическим главным зеркалом.

4. Синтез и исследование схемы трехзеркального телескопа со сферическим главным зеркалом.

5. Синтез и исследование схемы четырехзеркального апланатического телескопа со сферическим главным зеркалом.

6. Композиция и исследование пятизеркального высокоапертурного плананастигматического телескопа со сферическим главным зеркалом.

Методы исследования

1. Аналитические и численные методы оптимизации формы отражающих поверхностей.

2. Численные методы определения выходных характеристик исследуемых оптических систем.

3. Методы оптимизации конструктивных параметров оптических систем по критериям качества изображения.

4. Методы параметрического синтеза вариантов композиции оптических систем.

Научная новизна диссертации

1. Получена точная формула сферической аберрации отражающей поверхности второго порядка. Показано, что при замене точной формулы степенным рядом сферическая аберрация с достаточной точностью определяется первым коэффициентом разложения, т. е. коэффициентом сферической аберрации третьего порядка вплоть до относительного отверстия D: /' = 1:1.

2. Получено выражение, определяющее величину отступления от условия синусов Аббе в двухзеркальной афокальной системе со сферическим главным зеркалом. Показано, что знак комы определяется знаком углового увеличения системы.

3. Получены аналитические соотношения, определяющие величину меридиональной и сагиттальной комы изображения, образованного отражающим параболоидом. Показано, что величина меридиональной и сагиттальной комы изображения, образованного классическими системами Кассегрена и Грегори, определяется тем же выражением, что и в случае отражающего параболоида.

4. Получены аналитические соотношения, определяющие условие апланатической коррекции аберраций для произвольной зоны зрачка в трехзеркальной системе, состоящей из афокальной системы со сферическим главным зеркалом и параболоидной отражающей поверхности.

5. Показана возможность плананастигматической коррекции аберраций при пятизеркальной схеме апланатического высокоапертурного телескопа со сферическим главным зеркалом.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Точная формула сферической аберрации изображения, образованного отражающей поверхностью вращения второго порядка, из разложения которой в степенной ряд следует, что сферическая аберрация в этом случае определяется коэффициентом третьего порядка.

2. Аналитическое соотношение, определяющее отступление от условия синусов Аббе афокальной насадки со сферическим главным зеркалом.

3. Результаты алгебраического анализа, показывающие возможность апланатической коррекции аберраций в трехзеркальной системе со сферическим главным зеркалом для произвольной зоны зрачка.

4. Оптическая схема четырехзеркальной системы со сферическим главным зеркалом, в которой достигнута строгая апланатическая коррекция аберраций при произвольном относительном отверстии.

5. Оптическая схема пятизеркального высокоапертурного апланатического телескопа - плананастигмата со сферическим главным зеркалом.

Практическая ценность работы

Разработаны теоретические основы композиции высокоапертурных систем телескопов. Получены аналитические соотношения, определяющие взаимосвязь конструктивных параметров и аберрационных характеристик отражающей поверхности вращения второго порядка, двухзеркальной афокальной системы, трехзеркальной системы со сферическим главным зеркалом. По результатам работы предложены варианты схем телескопов для решения различных астрономических задач. Разработана оптическая схема пятизеркального апланатического плананастигмата со сферическим главным зеркалом.

Апробация работы

Основные результаты работы представлялись на международной конференции "Прикладная оптика - 98" (16 - 18 декабря 1998 года, Санкт-Петербург), международной конференции молодых ученых и специалистов "Оптика-99" (19 - 21 октября 1999 года, Санкт-Петербург), юбилейной научно-технической конференция профессорско-преподавательского состава, посвященной 100-летию университета (29 - 31 марта 2000 года, Санкт8

Петербург), международной конференции "Прикладная оптика-2000" (17 -19 октября 2000 года, Санкт-Петербург), международной конференции молодых ученых и специалистов "0птика-2001" (16 - 18 октября 2001 года, Санкт-Петербург), заседании секции оптики международного оптического общества им. Д. С. Рождественского (14 января 2002 года, Санкт-Петербург), а также на семинарах молодых учёных в Санкт-Петербургском Доме учёных. Публикации

По теме диссертации опубликовано 9 печатных работ.

ЛИТЕРАТУРНЫЙ ОБЗОР

Астрономия, наиболее древняя среди естественных наук, зародилась ещё в Древнем Египте и Месопотамии [1]. В настоящее время она занимает наиболее значимое место в структуре научных представлений об окружающем мире. Передовые исследования макро- и микромира ведутся путём изучения процессов, проходящих во Вселенной. Ещё великий философ, естествоиспытатель и врач Парацельс (1493 - 1541 г.) говорил «То, что над нами, совпадает с тем, что под нами, и сё есть источник чудес.»

Главным инструментом в астрономии является телескоп, при помощи которого появилась возможность исследования бесконечно удаленных предметов. Телескоп является единственным прибором, появление которого вызвало стремительное становление фундаментальной науки и резкого изменения мировоззрения того времени. Открытия, сделанные при помощи первых телескопов, позволили доказать правильность гелиоцентрической модели мира Николая Коперника (1473 - 1543г.)

История создания телескопа является ярким примером того, что изобретением является не просто установление какого- либо нового факта, но и его объяснение, на основе которого возможно практическое использование нового знания. Галилео Галилей (1564 - 1642 г.) не был изобретателем подзорной трубы [2]. Идея телескопа, состоящего из отрицательной и положительной линз, пришла из опыта. Известно, например, что патент мог бы получить Лепперсгей - мастер по изготовлению очковых стекол, живший в голландском городе Миддельбурге. Заслуга Галилея в том, что он сумел применить это изобретение, направив зрительную трубу на ночное небо. В этот момент и появился телескоп. Результаты и выводы, сделанные Галилеем были для того времени шокирующими. «Звездный вестник» - дневник наблюдений учёного - вышедший в 1610 году, вызвал резонанс во всех кругах общества [3]. Он привлек огромное внимание современников. С тех времен зрительная труба превратилась в телескоп - инструмент, при помощи которого возможно наблюдать и исследовать небесные тела. Следует отметить, что сам Галилей научился изготавливать инструменты с увеличением до 32 крат. С их помощью он открыл, что поверхность Луны покрыта горами и изрыта кратерами, звезды потеряли свои кажущиеся размеры. Впервые была постигнута их колосальная удаленность. Обнаружил четыре спутника Юпитера (сегодня их называют галилеевскими). На небе увидел громадное количество новых звезд, а млечный путь распался на отдельные звезды. С этого момента начинается бурное развитие новой науки - планетарной астрономии.

Известный немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571 - 1630 г.) в своем исследовании «Диоптрика», вышедшем в 1611 году, предложил иную схему линзового телескопа [4]. Он состоит из двух положительных линз. В отличие от системы Галилея такой инструмент, называемый «астрономической трубой», создает перевернутое изображение. Если в плоскость действительного промежуточного изображения поставить сетку, то появляется возможность проведения угловых измерений.

В начале XVII века был изобретён зеркальный объектив. В 1663 году Джеймс Грегори (1638 - 1675 г.) предлагает двухзеркальную схему, состоящую из параболоида и эллипсоида. Но первый работающий зеркальный телескоп был построен Исааком Ньютоном (1643 - 1723 г.). Он был изготовлен только в 1668 году, то есть примерно через пол века после линзового галилеевского телескопа. Объектив состоял из параболического зеркала диаметром 1 дюйм (25.4 мм) и плоского зеркала, отклонявшего сходящийся световой пучок для удобства наблюдения. В этот крохотный по сегодняшним временам инструмент ученый смог также наблюдать спутники Юпитера и исследовать поверхность Луны. Ньютон сам изготовил ещё несколько зеркальных телескопов, которые имели ту же оптическую схему, но больший диаметр главного зеркала [4]. Зеркальные телескопы с того времени становятся важнейшим инструментом в астрономии.

Самым знаменитым [2, 4] астрономом-наблюдателем по праву считается Вильям Гершель (1738 - 1822 г.). Именно он открыл в 1781 году планету Уран. Он впервые установил, что все наблюдаемые звезды составляют огромную сплюснутую систему - Галактику. Он открыл более двух тысяч новых туманностей, а также сотни двойных звезд. За свою жизнь Гершель четырежды со всей тщательностью произвел обозрение небесного свода. В своих наблюдениях он использовал зеркальные телескопы, которые изготавливал сам. Он построил самый большой в те времена телескоп с металлическим зеркалом, имевшим диаметр около 1200 мм. Вслед за Михаилом Васильевичем Ломоносовым [5] (1711 - 1765 г.) параллельно создал отражательный рефлектор с наклонным параболическим зеркалом, дававшим яркое изображение. Схему, названную системой Ломоносова -Гершеля применяют до сих пор в тех случаях, когда центральное экранирование недопустимо. Если относительное отверстие системы невелико, то главное зеркало может быть сделано сферическим.

Ранее, до эры телескопов, человек смотрел на звезды невооруженным взглядом. При очень хорошем зрении в спокойную безлунную ночь возможно различить звезду до шестой звездной величины [4]. При появлении телескопа перед нашими потрясенными очами «открылась бездна, звезд полна». При помощи современных телескопов возможно фиксирование объектов до 25-ой звездной величины. Так, например, [6, 7] при помощи Большого Азимутального Телескопа ( БТА ) можно увидеть небесное тело 20-ой звездной величины, а с использованием приемников зарегистрировать звезду 25-ой звездной величины.

Галилей для изготовления телескопа применял линзы. Но гораздо раньше были изобретены зеркала. Более того, ещё во времена древней Греции были рассчитаны формы поверхностей зеркал, при использовании которых возможно качественное построение изображения бесконечно удаленного объекта. Оптическое свойство параболы собирать излучение удаленных тел в фокусе было известно ещё древним грекам. Аполлоний Пергский (около 260 - 170 г. до н. э.) детально исследовал свойства и дал названия кривым второго порядка в трактате «Конические сечения» [8]. Но сдерживающим развитие фактором являлась трудоемкость изготовления. Процессы шлифовки и полировки поверхностей сами по себе очень сложны. Важно отметить, что нужно не просто отполировать зеркало или линзу, но выдержать высокую точность кривизны поверхности и ее шероховатости. Значения шероховатости, которые требуется достичь, являются до сих пор одними из самых малых в технике [9]. Но линзы отличаются от зеркал именно тем, что требования к качеству изготовления их поверхности примерно в 4 раза ниже, чем для зеркал. Именно этим объясняется достаточно бурное развитие в средние века как телескопических систем, состоящих из линз, так и линзовой оптики в целом.

По характеру оптики астрономические телескопы подразделяются на три основные группы [10]: линзовые телескопы-рефракторы (диоптрические), зеркальные телескопы-рефлекторы (катоптрические), зеркально-линзовые телескопы (катодиоптрические).

Историческое развитие различных оптических систем телескопов свидетельствует о постоянном соперничестве различных их типов. Желание уменьшить сферическую и хроматическую аберрации в одиночных линзах первых рефракторов привело в 1610 - 1670 годах к постройке весьма длинных, громоздких и неудобных в эксплуатации телескопов. В этом смысле переход к постройке «воздушных телескопов», в которых объективный и окулярный концы устанавливались на самостоятельных штативах (а труба вообще отсутствовала), казался перспективным. Однако, и такая конструкция при наблюдениях на открытом воздухе, особенно при ветре, не оправдала себя, и после 1670 года несовершенные в оптическом и механическом отношении рефракторы фактически уступили место рефлекторам с металлическими зеркалами. Но последние были так же весьма несовершенны, особенно из-за малого коэффициента отражения поверхности зеркал, быстро тускневших со временем. Большую сложность вызывало изготовление отражающей поверхности в форме параболоида вращения, что требуется для исправления сферической аберрации рефлектора. Первые зеркальные телескопы по существу имели сферическую форму. Их относительное отверстие было достаточно мало, вследствие чего отклонение параболы от ближайшей сферы не вносило значимой ошибки изображения. Большие металлические зеркала, будучи тяжелыми, прогибались под собственным весом и деформировались под влиянием внутренних напряжений.

В 1758 году благодаря получению двух разных сортов стекла - легкого крона и более тяжелого флинта с сильно отличающимися показателями преломления и дисперсии, - появилась возможность рассчитать и построить двухлинзовые объективы рефракторов вначале средних, а позднее крупных размеров. Такие объективы были названы ахроматами. Хроматическая и сферическая аберрации в них были сильно уменьшены по сравнению с однолинзовыми объективами. Это позволило при тех же размерах входной апертуры в 15 раз сократить длину телескопов-рефракторов. При этом качество изображения было значительно лучше. Дальнейшее увеличение диаметра двухлинзовых объективов телескопов было затруднено из-за невозможности получения достаточно однородных больших блоков стекла для линз, особенно из флинта. Кроме того, при увеличении размера линз возрастает светопоглощение внутри стекла, а также прогиб линз под влиянием собственного веса. Прогибы же металлических зеркал устранялись в больших телескопах соответствующей разгрузкой. В связи с этим с 1890 года снова отражательная оптика стала наиболее перспективной. К этому времени уже были разработаны методы контроля при изготовлении асферических поверхностей второго порядка. А наиболее важным фактором оказалось изобретение способа наружного химического серебрения рабочей поверхности стеклянных зеркал. Перечисленные, а так же другие успехи науки и промышленности позволили строить телескопы-рефлекторы со стеклянными металлизированными зеркалами. Их поперечные размеры увеличивают до сих пор. Интересно отметить, что изготовлением рефлекторов в основном занимались астрономы-любители, а специалисты отдавали предпочтение линзовым системам.

Возрождение линзовых телескопов связано с появлением и стремительным развитием фотографии. В конце XIX века появились достаточно чувствительные и удобные в практическом применении броможелатиновые эмульсии. Поэтому в начале XX века были спроектированы и рассчитаны светосильные фотографические линзовые объективы телескопов со сложными многолинзовыми объективами, обеспечившими большие рабочие поля. Но усложнение объективов повлекло за собой ограничение входного диаметра систем.

В начале XX века появляются первые апланатические телескопы-рефлекторы, состоящие из нескольких зеркал с различной формой поверхности. В основном это были двухзеркальные системы Ричи-Кретьена предфокального типа. В подобных инструментах достигается исправление сферической аберрации и комы, что приводит к увеличению рабочего поля зрения.

Исследование вариантов трехзеркальных систем, получивших название систем Корша [11, 12, 13, 14], позволяет рассчитывать анастигматические схемы телескопа, то есть исправить астигматизм и кривизну изображения, чем ещё больше увеличить рабочее поле инструмента.

Та же цель достигалась при синтезе двух типов телескопов: зеркальных и линзовых (катодиоптрические системы) [15, 16]. Это оптические инструменты, в которых изображение строится объективом, содержащим как зеркала, так и линзы. В этих системах зеркала формируют изображение, а линзы исправляют аберрации зеркал, то есть являются, в основном, корректирующими элементами. Классическими примерами данного типа телескопов являются системы Шмидта [17] и Максутова [18]. Зеркала таких телескопов имеют размер до одного метра.

У рефракторов, как и у рефлекторов, есть недостатки. Основными для линзовых телескопов являются: линзовая оптика дает хроматическое искажение изображения; при невозможности делать большие высокооднородные линзы, ограничено достижение больших диаметров принимаемой апертуры; усложнение конструкции объектива телескопа и увеличение диаметра линз приводит к большому поглощению света системой.

Отрицательными свойствами зеркальных систем являются: сложность высокоточного изготовления поверхностей зеркал, которые для исправления аберраций должны иметь асферическую форму; изменение поверхностей крупных зеркал под действием силы тяжести, температуры и давления окружающей среды; высокие требования к положению зеркал в пространстве (точное позиционирование).

Для астронома одной из важнейших характеристик является разрешающая способность (разрешающая сила) телескопа. От этого зависит, какие объекты и какие процессы во Вселенной можно исследовать при помощи конкретного инструмента. Разрешающая способность характеризует способность прибора давать раздельное изображение двух близких друг к другу точек объекта. Наименьшее линейное (или угловое) расстояние между двумя точками, начиная с которого их изображения сливаются и перестают быть различимыми, называется линейным (или угловым) пределом разрешения. Обратная ему величина служит количественной мерой разрешающей способности оптического прибора. Идеальным изображением точки принято считать изображение, образованное оптической системой сферическим волновым фронтом в зрачке [19]. Реальные оптические системы имеют входные и выходные зрачки конечных размеров, ограничивающие диаметр волновых фронтов. Благодаря дифракции света даже при отсутствии аберраций и ошибок изготовления оптическая система изображает точку в виде светлого пятна (в монохроматическом свете), окруженного попеременно темными и светлыми кольцами. Используя теорию дифракции, можно вычислить наименьшее расстояние, разрешаемое оптической системой, если известно, при каких распределениях освещённости приёмник (глаз, фотослой) воспринимает изображение раздельно. В соответствии с условием [9, 20], введённым в 1879 году английским учёным Дж. У. Рэлеем, изображение двух точек можно видеть раздельно, если центр дифракционного пятна каждого из них совпадает с серединой первого тёмного кольца другого. При этом угловое расстояние между центрами дифракционных пятен определяется выражением

9=1,2197^ (рад), где X - длина волны излучения,

D - диаметр входного зрачка оптической системы. Величина, обратная ср, и будет являться разрешающей способностью телескопа по Рэлею. Чем больше диаметр входного зрачка, тем меньше величина ср и тем выше разрешающая способность телескопа. Именно этим фактором в первую очередь объясняется потребность создания телескопов с большим диаметром первичного зеркала.

Чем больше входная апертура системы, тем больший поток излучения от исследуемого объекта попадает в систему. Следовательно, возможность регистрации слабых объектов также зависит от диаметра объектива.

Видимое увеличение Г телескопической системы можно выразить через диаметры входного D и выходного D' зрачков:

D'

Эффективный размер выходного зрачка D' жестко связан с параметрами приемника излучения (например, глаза наблюдателя). Таким образом, предельное увеличение телескопа тем больше, чем больше диаметр входного зрачка системы. При этом важно отметить, что [10] протяженные объекты будут иметь меньшую яркость при больших увеличениях. Не учитывая потерь света в телескопе, можно записать:

Е — En - г ,

0 DT где Е - наблюдаемая яркость объекта,

Е q — яркость объекта при наблюдении невооруженным глазом, D г - диаметр зрачка глаза.

Наблюдение слабых протяженных объектов следует вести при меньших значениях увеличения. Таким образом, большие увеличения оказываются предпочтительнее для наблюдения звезд, которые являются практически точечными объектами. При этом снижается видимая яркость фона неба. Для визуальных наблюдений можно сформулировать выбор рабочего диапазона увеличений в виде неравенства:

D D <Г<

8 0,7

Что касается работы телескопа с другими приемниками излучения (например, фотопластины, приборы с зарядовой связью (ПЗС)), то следует учитывать размер ячейки принимаемой системы (грануляция фотоматериала, размер пикселя), от которого зависит разрешающая способность приемника. Например, разрешающую способность матрицы ПЗС можно определить как частоту Найквиста [21]: 1

2a p где dp - размер пикселя матрицы ПЗС.

При проектировании телескопа следует изначально очень серьёзно отнестись к подбору приемника излучения и, исходя из его характеристик, определять рабочие характеристики оптического тракта (такие как полезное увеличение и относительное отверстие). Наиболее удачным следует считать вариант, когда разрешающая сила приемника равна (соответствует) разрешающей способности оптики телескопа.

Эффективность работы большинства устройств, стоящих после телескопа, на сегодняшний день уже приближается к теоретически возможному пределу. Дальнейшее повышение эффективности наземных телескопов связано с увеличением их диаметра. Если первый телескоп-рефлектор, созданный Ньютоном, имел диаметр зеркала всего 25 мм, то сегодня Большой Азимутальный Телескоп имеет размер сплошного зеркала 6 метров. В статьях [22, 23, 24, 25, 26, 27, 28] все чаще высказываются идеи создания 10-ти, 25-ти, 50-ти метровых телескопов.

С 70-х годов XX века появились публикации [29, 30, 31] о целесообразности создания телескопа, имеющего диаметр 25 метров. По данным авторов, подобный инструмент должен давать изображения порядка 1" при поле зрения около Г. При помощи нового инструмента появится возможность решать множество задач. Ниже приведены некоторые из них [29]:

1. Большие планеты. Хорошая спектроскопия позволила бы изучать циркуляцию их атмосферы с ошибкой 10 м/с при разрешении по диску 1".

2. 25-метровый телескоп позволит осуществить изучение звезд до 19ш с разрешением 10~3 секунды дуги и звезд до 22т,5 с разрешением 5-Ю"3 секунды дуги. Может быть получено распределение яркости по диску звезды, а измерение в инфракрасной области даст информацию о пылевых оболочках вокруг звезд.

3. Спекл-интерферометрия в видимой и инфракрасной области спектра даст разрешение - З-Ю"3, -1,5-10"3 (А- = 2,5 мкм) и 6-10"2 (А, = 10 мкм) секунды дуги. При к = 10 мкм можно будет обнаружить тепловое излучение планет типа Юпитера вблизи холодной звезды. Можно будет непосредственно наблюдать другие планетные системы. Следует отметить, что на сегодняшний день зарегистрировано несколько планетных систем. Все они разительно отличаются по строению от Солнечной системы: вокруг звезды на очень небольших орбитах (сравнимых с орбитами Меркурия и Венеры) вращаются планеты в 2-7 раз превосходящие Юпитер. При X = 2,5 мкм можно будет получать детальные картины взаимодействия звезд с межзвездной средой. В видимой области спектра спекл-интерферометрия позволит получать карты поверхности ближайших звезд-гигантов с разрешением 10-20 элементов на диаметре звезды, подобные спектрогелиограммам.

Будет открыто и изучено множество двойных звезд (визуально- и спектрально-двойных). Можно будет исследовать двойные звезды с периодами от одного года до 12 дней. Имея спектральные данные и орбиты, можно будет получать надежные значения масс этих звезд.

4. Можно будет получать спектры холодных звезд до 15т с разрешением ~105, что соответствует определению скоростей с ошибкой, меньшей 100 м/с будет уточнена гидродинамика атмосфер этих звезд - стабильных и переменных.

5. Магнитное поле звезд можно будет измерять с точностью до 1 Гс.

6. Межзвездные линии можно будет измерять более точно, или для более слабых объектов (с более сильным поглощением), например межзвездные линии CN, имеющие прямое отношение к реликтовому излучению.

7. Диаграммы «цвет - светимость» для шаровидных и рассеянных скоплений будут продолжены в сторону значительно более слабых звезд.

8. При установке телескопа в благоприятном астроклиматическом месте на достаточной высоте, на нем можно будет работать с разрешением около 2,5" на длине волны в 300 мкм.

9. Окажется возможным измерять лучевые скорости отдельных звезд в других галактиках и определять их химический состав.

10. Фон ночного неба определяется в основном зодиакальным светом и вне атмосферы равен 22® с квадратной секунды (на земле 21 т,5 с квадратной секунды). Предельная звездная величина 25-метрового телескопа составит для полосы 0,1 мкм (при времени накопления 4 часа) 23ш,7 при точности 4%. Большой поток, собираемый наземным телескопом, позволит уйти в область линий Н и К (390-400нм), где фон неба в несколько раз слабее.

Следует отметить, что многие из перечисленных задач не доступны 8-или 10- метровым рефлекторам.

Дальнейшее увеличение рефлекторов в варианте цельного главного зеркала является на сегодняшний день сложнейшей технической проблемой. Это обстоятельство вызвало разработку схем телескопов [32, 33, 34, 35, 36], главное зеркало которых не является сплошным, а состоит из отдельных небольших зеркал, составленных вместе. Такие телескопы назвали сегментированными. Ярким примером подобной схемы увеличения принимаемой апертуры является телескоп «Кек». Диаметр зеркала инструмента, установленного на вершине горы Мауна-Кеа на Гавайях, США, равен 10 метрам. Зеркало состоит из 36 сегментов, которые подогнаны таким образом, чтобы не нарушалась нормальная кривизна. Наиболее сложной проблемой [37] в подобных схемах является требование высокой точности установки отдельных сегментов зеркала. Ошибка позиционирования и взаимного расположения не должна превышать размеров длины волны [38]. Поэтому, подобное решение сегодня эффективно для телескопов, работающих в инфракрасном диапазоне спектра, как, например, в телескопе «Кек» [39].

В связи с разработкой концепции сегментированных главных зеркал телескопов, рассматриваются варианты создания адаптивных систем. Понятие адаптации [40, 8] (adaptatio - позднелатинское - прилаживание, приспособление) пришло из медицины, где оно определяется как приспособление организма к изменению внешней среды. Так адаптация глаза - это приспособление чувствительности глаза к изменяющимся условиям освещения. При переходе от яркого света к темноте чувствительность глаза возрастает, а при переходе от темноты к свету чувствительность уменьшается. В технике под адаптивной системой понимают систему с обратной связью, которая при изменении какого-либо внешнего условия автоматически меняет свои характеристики. Применительно к телескопам под адаптивной оптикой понимается [41, 42, 43] система с автоматической подстройкой элементов оптической схемы под наиболее чёткое изображение. Подстройка может осуществляться изменением взаимного расположения малых зеркал сегментированного зеркала, либо изменением формы корректора в последующей за главным зеркалом схеме. Адаптация нужна, например, для перманентного исправления волнового фронта, искажённого атмосферной турбулентностью. По изображению объекта (тест-объекта) определяется ошибка волнового фронта и значение положения углов отдельных зеркал для исправления изображения. Таким образом, возможно создание телескопов с эквивалентным диаметром входного зрачка, большим шести метров.

Оценивая эффективность больших телескопов [44], необходимо учитывать три обстоятельства:

1. Те меры, которые могут быть использованы для повышения эффективности умеренных телескопов, с тем же успехом могут быть применены и к большим телескопам (например, фотографическое наложение ряда последовательно полученных снимков друг на друга).

2. Всегда встречаются задачи, решение которых принципиально доступно лишь самым большим телескопам. К таким относятся, в частности, все исследования кратковременных процессов во Вселенной, например, пульсаров.

3. Эффективность большого телескопа при выполнении спектральных исследований определяется только его проницающей способностью, которая зависит от его диаметра и качества изображений.

Сегодня наиболее передовым достижением считается разработка и создание космических телескопов [45, 46, 47, 48]. Под космическим телескопом понимается полностью автоматизированный астрономический прибор, находящийся в космосе и направляемый электронно-вычислительной машиной при возможности дистанционного вмешательства наблюдателя. При помощи беспилотных космических аппаратов, как и с Земли, можно наблюдать космическое пространство, планеты и Солнце. Но только из космоса можно исследовать Земную поверхность [49]. Находящиеся вне пределов земной атмосферы, космические телескопы имеют ряд преимуществ перед расположенными на Земле [45, 47, 50, 51]:

На качество изображения не влияет атмосферная турбулентность. Даже в отличных астроклиматических условиях на Земле изображения звезд с диаметром диска дрожания 0,1" - 0,2" являются редкостью. В среднем же диск дрожания имеет около 1" - 2" в диаметре;

Зеркальному телескопу, расположенному в космосе, доступен более широкий диапазон электромагнитных волн (от 100 нм до 1 мм);

Меньшее рассеяние света за пределами атмосферы делает возможным наблюдение гораздо более слабых объектов.

Космические телескопы могут располагаться на космических аппаратах, искусственных спутниках Земли, на Луне [52, 53, 54] (толщина атмосферы не превышает 40 мм)

На сегодняшний день определились два направления в разработке оптических схем космических телескопов. Первое направление [55, 56, 57, 58, 59, 60] основано на базе традиционных двухзеркальных оптических схем (системы Кассегрена, Грегори, Ричи-Кретьена), обладающих набором определённых оптических свойств и сплошной входной апертурой. К этому направлению относится космический телескоп «Эдвин Хаббл» [61, 62, 63]. Диаметр главного гиперболического зеркала рефлектора 2,4 метра, диафрагменное число 24, спектральный диапазон от 0,115 до 100 мкм, угловое поле в пространстве предметов 18". Второе направление [64, 65, 66] - создание крупногабаритных телескопов с синтезированной апертурой. Преимуществами этого направления являются: малая длина телескопа вследствие того, что она не превышает длину отдельного модуля; более простая оптика. К недостаткам относятся: малое поле системы; очень сложная механическая часть телескопа. Следует отметить, что на начальной стадии проекта [63] (до изготовления поверхности главного зеркала с ошибкой и последующим исправлением её) планировалось к телескопу «Хаббл» для увеличения инструментальных возможностей добавить три дополнительных параллельных телескопа диаметром 0,8 метра. Расстояния между оптической осью большого телескопа и оптическими осями «выносных» телескопов по конструктивным соображениям планировалось сделать равными шести метрам. Сведение четырёх световых пучков в основном большом телескопе должно было существенно увеличить угловое разрешение, приблизив его к разрешению гигантских наземных телескопов новой технологии с адаптивной оптикой. Кроме того, это дало бы первоначальный опыт для построения интерферометрических панорамных систем на околоземной орбите.

В последнее время широкое распространение получили двухзеркальные объективы системы Ричи-Кретьена. Подобные инструменты имеют исправленную сферическую аберрацию и кому, то есть являются апланатическими. Но поле в подобных системах ограничено астигматизмом, величина которого оказывается больше, чем у одиночного параболического зеркала. В связи с этим появилась концепция двухступенчатой оптики [65, 66, 67]. В 1984 году известный американский оптотехник А. Д. Мейнел с коллегами в поиске путей ослабления требований к крупному главному зеркалу сформулировали простой подход к оптимизации конфигурации систем типа Кассегрена и Ричи-Кретьена под названием «концепции двухступенчатой оптики». По этой концепции [66] оптическая система телескопа строится из двух, следующих друг за другом, ступеней с образованием промежуточного изображения. Первую ступень представляет обычная двухзеркальная система Кассегрена или Ричи-Кретьена с плохим качеством изображения, вторую ступень образует оптика, включающая не менее двух элементов существенно меньшего размера с функциями пассивной и активной коррекции изображения, образованного первой ступенью. Такое построение дает возможность в первой ступени обеспечить большой размер апертуры при существенном снижении требований к главному зеркалу (вплоть до изготовления его в сегментированном пассивном варианте), а во второй ступени скорректировать качество изображения до дифракционного с помощью небольших зеркал. Принципиально важным является размещение корректора в сопряженной плоскости с корректируемым элементом для выполнения коррекции по большому полю зрения. Функцию переноса изображения корректируемого элемента на корректор выполняет первое полевое зеркало второй ступени. Полевое зеркало должно быть несколько большего размера, чем корректор, чтобы собрать все лучи, приходящие в первый фокус и перекрыть все заданное поле зрения системы. Второе зеркало - корректор может иметь очень малые размеры. Наиболее тонкие и сложные операции адаптивной коррекции ошибок главного зеркала выполняются на этом малом зеркале второй ступени. Наличие дополнительных зеркал расширяет возможности увеличения поля зрения системы. Легче может выполняться модуляция пучка в ИК-канале зеркалом-корректором. Наличие промежуточного изображения упрощает систему бленд и разведение спектральных каналов. Недостатки концепции связаны с увеличением числа отражений, что приводит к снижению пропускания в УФ-области и повышению чувствительности к юстировке.

Наиболее важным успехом концепции двухступенчатой оптики является разработка коррекционной системы COSTAR главного зеркала космического телескопа «Хаббл». Двухзеркальный корректор изображения состоит из полевого сферического зеркала и асферического зеркала-корректора. Полевое зеркало формирует изображение главного зеркала телескопа на поверхность зеркала-корректора, асферический профиль которого непосредственно корректирует по заданному полю зрения сферическую аберрацию изготовленного с ошибкой главного зеркала инструмента. Профиль коррекционного зеркала описывается асферической поверхностью 4-го порядка.

Следует отметить, что концепция будет успешно работать лишь при относительно небольших ошибках первой ступени. В противном случае ухудшается возможность коррекции внеосевых пучков, что приводит к существенному ограничению рабочего поля системы [68, 69, 70].

Одной из новых идей [41, 71] дальнейшего развития астрономической техники является создание многомодульного телескопа с синтезированной апертурой (ММТСА). Направление основано на, так называемом, апертурном синтезе, при котором несколько отдельных телескопов (модулей) меньшего размера формируют общее изображение. По качеству оно эквивалентно изображению, полученному обычным телескопом со сплошной оптикой, апертура которого соответствует суммарной, синтезированной из апертур всех модулей при условии фазировки и геометрического совмещения изображений, полученных субапертурами. Авторы идеи выделяют следующие преимущества подобных систем перед классическими схемами. Во-первых, конструкция ММТСА очень компактна, поскольку ее длина определяется длиной модуля, которая, в свою очередь, в основном зависит от относительного отверстия главного зеркала модуля. Таким образом, при равных условиях, длина модуля, а значит и всего ММТСА, может быть во столько раз меньше, во сколько раз диаметр модуля меньше диаметра синтезированной апертуры. Во-вторых, требования к оптике модулей значительно свободнее, чем к сегментам квазисплошных зеркал. В частности, нет нужды во внеосевой асферике, что для сегментов главного зеркала является необходимым, не требуется в процессе изготовления с большой степенью точности выдерживать равенство радиусов кривизны зеркал модулей (что для сегментов также обязательно), поскольку необходимую подготовку фокусных расстояний модулей можно осуществить в процессе их юстировки. В-третьих, конструкция ММТСА позволяет изготовлять и юстировать отдельные модули независимо друг от друга и даже использовать их как самостоятельные телескопы, затем собирать ММТСА из готовых модулей, постепенно наращивая их количество, что особенно важно для космических телескопов. В-четвертых, в предлагаемых различных схемах ММТСА, подвижные элементы, осуществляющие совмещение и фазировку изображений в процессе работы, имеют значительно меньшие габариты, массу и момент инерции, чем элементы сегментированного главного зеркала. Следует учитывать, что при всех несомненных достоинствах предложенной концепции, имеются и ряд сложностей. Оптическая схема ММТСА более сложная, содержит большее количество оптических деталей (зеркал). Имеются серьезные трудности обеспечения поля зрения, сравнимого с полями классических схем. Наиболее серьёзной трудностью при разработке инструмента предлагаемого типа следует считать полное совмещение изображений, создаваемых силовыми модулями. Серьёзные трудности, по мнению авторов проекта, представляет собой задача совмещения изображений по всему полю, в связи с взаимными наклонами изображений и разностью дисторсий отдельных модулей. Для решения этих проблем предлагается ввести дополнительный параметр - кривизну изображения, когда каждый модуль будет формировать изображение на сфере определённого радиуса. Заметим, что идея компенсации одних искажений преднамеренным введением других приводит, зачастую, к крайнему усложнению проверки и аттестации отдельных элементов, а также к резкому повышению требуемого уровня точности юстировки и взаимного ориентирования модулей.

Перспективными направлениями дальнейшего развития схемного решения телескопа следует считать:

1. Разработку зеркальных систем. Их основными преимуществами являются принципиальное отсутствие хроматических искажений изображения и возможность достижения больших диаметров принимаемой апертуры.

2. В связи с требованием увеличения диаметра входного зрачка до 10 - 30 метров, главное зеркало инструмента возможно лишь в сегментированном виде. Перспективным, с точки зрения технологичности, является расчет оптических схем со сферическим главным зеркалом. Иначе возникает сложнейшая задача изготовления и юстировки элементов внеосевой асферики.

3. Разработка систем адаптивного типа для возможности постоянной коррекции искажений принимаемого волнового фронта.

4. Разработка космических телескопов, базируемых на космических аппаратах, искусственных спутниках Земли или на Луне.

5. Расчет схем, предусматривающих исправление полевых аберраций системы для достижения максимальных размеров видимого поля. То есть создание плананастигматов - систем свободных от сферической аберрации, комы, астигматизма и кривизны изображения.

5.2. Выводы по главе V

1. В процессе габаритного расчета возможно исправление кривизны изображения в пятизеркальной системе со сферическим главным зеркалом.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. В основу композиции оптической схемы высокоапертурного телескопа может быть положена двухзеркальная афокальная система зафокального типа (с промежуточным изображением) с отражающей поверхностью главного зеркала сферической формы.

2. Знак величины отступления от условия синусов афокальной системы определяется знаком углового увеличения образованного ею изображения.

3. Классические двухзеркальные системы Ньютона, Кассегрена и Грегори обладают строго одинаковой величиной отступления от условия синусов.

4. Сочетание афокальной системы зафокального типа с классической позволяет получить оптическую систему высокоапертурного телескопа с апланатической коррекцией аберраций для выбранной зоны зрачка. Справедливость этого вывода показана на примере рассчитанной системы.

5. Замена классической системы системой из двух отражающих поверхностей несферической формы высшего порядка позволяет получить апланатическую коррекцию аберраций в пределах всего зрачка при любом выбранном относительном отверстии системы.

6. Сочетание афокальной системы зафокального типа с системой из трех отражающих поверхностей произвольной формы позволяет получить широкопольную оптическую систему высокоапертурного телескопа при плананастигматической коррекции аберраций образованного изображения. Этот вывод подтверждается расчетом оптической системы телескопа с главным зеркалом диаметром 25 метров.

7. Результаты выполненных исследований позволяют получить вариант композиции оптической системы высокоапертурного телескопа, отвечающий поставленной задачи.

1. Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука И. Рождение астрономии: Пер. с англ. / Под ред. А. А. Гурштейна. М.: Наука. Гл. ред. физ. - мат. лит., 1991, 384 с.

2. Томилин А. Н. Небо земли. Очерки по истории астрономии. Л.: Дет. лит., 1974, 334 с.

3. Лейзер Д. Создавая картину вселенной: Пер. с англ. / Под ред. Л. П. Грищука. М.: Мир, 1988, 324 с.

4. Энциклопедический словарь юного астронома / Сост. Н. П. Ерпылев. М.: Педагогика, 1980, 320 с.

5. Храмов Ю. А. Физики: биографический справочник. М.: Наука. Гл. ред. физ. мат. лит., 1983, 400 с.

6. Создание большого астрономического телескопа БТА. / Под ред. В. Ю. Торочкова. М.: ЦНИИ информации, 1976, 83 с.

7. Книга рекордов Гиннесса: Пер. с англ. / Под ред. Н. Ярошенко. Барселона: Guinness, 1998, 288 с.

8. Математический энциклопедический словарь. / Гл. ред. Ю. В. Прохоров. М.: Сов. энциклопедия, 1988, 847 с.

9. Физический энциклопедический словарь. / Гл. ред. А. М. Прохоров. М.: Сов. энциклопедия, 1984, 944 с.

10. Курс астрофизики и звёздной астрономии, т.1. / Под ред. А. А. Михайлова, М.: Наука. Гл. ред. физ. мат. лит., 1973, 608 с.

11. П.Тихомирова Г. И. Трехзеркальный астрономический объектив. //

12. Изв. ВУЗов, Приборостроение. 1967. Т. 10. № 12. с.70 75. 12. Цуканова Г. И. Длиннофокусные светосильные трехзеркальные системы.// Изв. ВУЗов, Приборостроение. 1971. Т. 14. №2. С. 92-95.

13. Korsch D. Closed form solution for three-mirror telescopes, corrected for spherical aberration, coma, astigmatism and field curvature. // Appl. Opt. 1972. V. 11. No. 12. p. 2976-2987.

14. Korsch D. Design and optimisation technique for three-mirror telescopes. // Appl. Opt. 1980. V. 19. No. 21. p.3640 3645.

15. Максутов Д. Д. ДАН СССР 1942. Т. 37. № 4. с. 137.

16. Мельников О. А., Слюсарев Г. Г., Марков А. В., Купревич Н. Ф. Современный телескоп. М.: Наука. 1968. 320 с.

17. Schmidt В. Central Zeitung f. Opt. u. Mech. 1931. V. 52. No. 2. s. 25.

18. Максутов Д. Д. Астрономическая оптика. М. Л.: Гостехиздат. 1946. 368 с.

19. Тудоровский А. И. Теория оптических приборов. М. Л.: изд-во АН СССР. т. I. 1948. 661 е.; т. II. 1952. 567 с.

20. Борн М., Вольф Э. Основы оптики. М.: Наука. 1970. 856 с.

21. Марешаль А., Франсон М. Структура оптического изображения / Пер. с франц. М.: Мир. 1964. 295 с.

22. Белкин Н. Д., Касперский В. Б., Сычев В. В. Большой астрономический телескоп России. Концепция создания. Оптический журнал 1994. №3. с. 5-11.

23. Concept for a telescope optical system with a 10-m-diam spherical primary mirror. PuryayevD. T. Opt. Eng. 1996. V. 35. No 7. P. 2017 2020.

24. Configurations for an extremely large telescope with a spherical or aspherical primary mirror. Su D., Cui X., Wang Y., Wang S. Proc. SPIE 8/2000 V. 4004. P. 340-349.

25. Optical design for a 1-deg. FOV 30-m telescope. Barden S., Harmer C., Claver C. F., Day A. Proc. SPIE 8/2000 V. 4004. p. 397 404.

26. Future of filled aperture telescopes: is a 100-m feasible? Gilmozzi R., Delabre В., Dierickx P., Hubin N. N., Koch. F., Monnet G., Quattri M., Rigaut F. J., Wilson R. N. Proc. SPIE V. 1998. 3353. P. 778 791.

27. П. В. Щеглов Проблемы космической астрономии. М.: Наука. Гл. ред. ф-м. лит. 1980. 272 с.30. 25-m Live Optics Telescope. Ardeberg A. L., Andersen Т., Owner-Petersen M., Jessen N.-C. Proc. SPIE 3/1997 V. 2871 p. 585 596.

28. Extremely large telescope: a twenty-five meter aperture for the twenty-fist century. Bash F. N., Sebring T. A., Ray F. В., Ramsey L. W. Proc. SPIE 3/1997. V. 2871. P.576-584.

29. Русинов M. M., Цуканова Г. И. Авт. Св. СССР № 308402, 1971, Бюлл. Изобр. № 21, с. 176.

30. Рябова Н. В. Составные активные зеркала для телескопов. ОМП 1975. № 11 с. 58.

31. Цуканова Г. И. Оптические системы телескопов с синтезированной апертурой. Оптический журнал. 1994. №9. С. 28 31.

32. Optical design and performance analysis of 25-m class telescope with a segmented spherical primary. Owner-Petersen M. Proc. SPIE 3/1997 V. 2871. P. 607-612.

33. Segmented primary mirror telescope image quality estimation. Shumilov Y. P., Bakut P. A., Grishina I. A., Sychev V. V. Proc. SPIE 7/2000. V. 4003. p. 262 -269.

34. Рябова H. В., Ган M. А. Исследование качества изображения, создаваемого фазированным составным зеркалом. ОИП 1981. № 8. С. 25.

35. Зверев В. А., Родионов С. А., Сокольский М. Н. Проблемы создания адаптивного зеркала // Изв. АН СССР. Сер. физ. Т. 44. № 10. С. 2066.

36. The first diffraction limited imeges on the W. M. Keck Telescope. Matthews K., Ghez A. M. Publ. Astron. Soc. Pacific. 1996. V. 108. No 725. P. 615 619.

37. Философский энциклопедический словарь. / Гл. ред. JI. Ф. Ильичёв, П. Н. Федосеев, С. М. Ковалёв, В. Г. Панов. М.: Сов. энциклопедия, 1983, 840 с.

38. Внеатмосферные адаптивные телескопы (направления развития) Еськов Д. Н., Бонпггедт Б. Э., Лебедева Г. И., Родионов С. А. Оптический журнал 1995. №10. С. 13 25.

39. Контроль идентичности радиусов кривизны поверхностей элементов составных зеркал телескопов. Федина Л. Г., Долик И. В., Подоба В. И. ОЖ 1995. № 10. С. 66.

40. Curvature equation for a segmented telescope. Cuevas S., Orlov V. G., Garfias F., Voitsekhovich V. V., Sanchez L. J. Proc. SPIE 7/2000. V. 4003. P. 291 -302.

41. Михельсон H. H. Оптические телескопы. Теория и конструкция. М.: Наука. Гл. ред. физ. мат. лит., 1976, 512 с.

42. Astronomy for the 21st century: current developments. Tedo A. OE Reports 1995. No 134. p. 8.; No 135. p. 1.

43. SIRTF takes big step toward launch. Smith B. A. Aviat. week and space technology. 1996. V. 145. No 2. P. 61 -62.

44. Technology for the Next Generation Space Telescope. Coulter D. R., Jacobson D. N. Proc SPIE 7/2000. V. 4013. P. 784 794.

45. Next-generation space telescope (NGST) and space-based optical SETI Kilston S., Begley D. L. Proc. SPIE 8/2001. V. 4273. P. 136 143.

46. An Earth observation telescope refocusing mechanism. Lavadoux M., Patin J. F. 5th Euro Space Mechanical and Tribal Symposium. Paris. 1993. P. 185 — 189.

47. Попов Г. Г. Современная астрономическая оптика. М.: Наука. 1988. с. 92.

48. Наземные и космические адаптивные телескопы. Клейменов В. В., Новикова Е. В. Оптический журнал 1998. №6. С. 3 15.

49. Optical design considerations for next-generation space and lunar telescopes. Korsch D. Proc. SPIE 1991. P.lll 118.

50. McBrayer R. O., Frazier J., Nein M. AIAA paper 1993. No 4740. P.7.

51. Nein M. E., Hilchey J. D. JBIS. 1995. V. 48. No 2. P. 93 98.

52. Пименов Ю. Д. Исследование оптической схемы трехзеркального объектива. ОМП 1977. № 7. С. 18

53. Flat-field, anastigmatic, four-mirror optical system for large telescope. Jose M. Sasian. Opt. Eng. 1987. V. 26. No 12. P. 1197 1199.

54. Грамматин А. П. Трехзеркальный астрономический объектив. ОЖ 1997. № 3. С.45.

55. Aplanatic four-mirror system for optical telescopes with a spherical primary mirror. Puryayev D. Т., Gontcharov A. V. Opt. Eng. 1998. V. 37. No 8. P. 2334 2342.

56. Compact two-mirror schemes for telescopes with a fast spherical primary. Puryayev D. Т., Gontcharov A. V. Opt. Eng. 2000. V. 39. No 6. P. 1692 -1696.

57. Оптическая схема высокоапертурного телескопа. Зверев В. А., Бахолдин А. В., Гаврилюк А. В. ОЖ 2001. №6. с. 6-14.

58. HST discovers ancient galaxies. Anselmo Joseph A. Aviat. week and space technology. 1996. V. 144. No 4. P.26.62. "Хаббл" наблюдает поверхность Плутона. Новости космонавтики. 1996. №5. С. 46-47.

59. Improving the spatial resolution of HST: the outrigger concept. ST-ECF Newsleft 1995. No 23. P. 28 30.

60. Diffraction-limited 8- to 20-m telescope with an active and adaptive tertiary. Lemaitre G. R. Proc. SPIE 8/1998. V. 3352. P. 766-777.

61. Meinel A. B. Appl. Opt. 1970. V.9. No 11. P. 2501.

62. Концепция двухступенчатой оптики для крупных телескопов. Рябова Н. В. ОЖ 1995. №10. С.4.

63. Рябова Н. В., Еськов Д. Н. Оптический журнал 1983. №8. С.З.

64. Влияние погрешностей сборки и установки корректора на результаты контроля формы поверхностей несферических зеркал. Агурок И. П., Зверев В. А., Родионов С. А., Сокольский М. Н. ОМП 1980. № 3. С. 16.

65. Оптимальная компенсация погрешностей изготовления астрономических зеркал юстировкой телескопа. Агурок И. П., Зверев В. А., Родионов С. А., Сокольский М. Н., Усоскин В. В. ОМП 1980. № 7. С. 17.

66. Анализ основных проблем создания оптики крупных телескопов. Гоголев Ю. А., Зверев В. А., Пожинская И. И., Соболев К. Ю. ОЖ 1996. №4. С. 16.

67. Проблемы апертурного синтеза Родионов С. А., Корепанов В. С., Еськов Д. Н., Бонштедт Б. Э.

68. Слюсарев Г. Г. К вопросу о классификации асферических поверхностей // Современные методы расчета и проектирования оптических систем. Труды ГОИ. Т. XXXVII. вып. 167. Л.: Машиностроение. 1970. с. 193 -199.

69. Слюсарев Г. Г. Методы расчета оптических систем. Л.: Машиностроение 1969. 672 с.

70. Сокольский М. Н. Допуски на качество оптического изображения. Л.: Машиностроение. 1989. 221 с.

71. Родионов С. А. Автоматизация проектирования оптических систем. Л.: Машиностроение. 1982. 262 с.

72. Русинов М. М. Несферические поверхности в оптике. Расчет, изготовление, контроль. М.: Недра. 1992. 256 с.

73. Слюсарев Г. Г. Расчет оптических систем. Л.: Машиностроение. 1975. 640 с.

74. Русинов М. М. Техническая оптика. Л.: Машиностроение. 1979. 488 с.

75. Вычислительная оптика: справочник. Русинов М. М., Грамматин А. П., Иванов П. Д. и др. Л.: Машиностроение. 1984. 423 с.

76. Э. О'Нейл Введение в статистическую оптику. Пер. с англ. / Под ред. Паршина П. Ф. М.: Мир. 1966. 254 с.

77. Afocal two-mirror system. Puryayev D. Т. Opt. Eng. 1993. V. 32. No 6. P. 1325 1327.

78. Пуряев Д. Т. Методы контроля оптических асферических поверхностей. М.: Машиностроение. 1976. 262 с.

79. Оптический производственный контроль. / Пер. с англ. Под ред. Д. Малакары. М.: Машиностроение. 1985. 400 с.

80. Определение технологических параметров несферических поверхностей второго порядка на модели эквидистантного волнового фронта. Бахолдин А. В, Зверев В. А., Карпова Г. В., Нечаева Н. А. ОЖ 2000. №12. с. 59-62.

81. Offiier A. A Null Corrector for Paraboloidal Mirrors. Appl. Opt. 1963. V. 2. P. 153.

82. Offiier A. Field Lenses and Secondary Axial Aberration. Appl. Opt. 1969. V. 8. P. 1735.

83. Радиус кривизны при вершине г 1000 Коэффициент асферичности Ь -1.5

84. Высота падения главного луча на поверхность у = 0,25. 250

85. Относительное отверстие к(у)1. Сферическая аберрация2 Г1. AS'(y)2 Ъ2.г,1+- ;1iro)•b2 .-v b1. AS'0(y) =-!. 4'ro

86. Относительная погрешность (%)80%(у) ^S'(y)-AS-0(y),1()0 AS'(y)

87. Ограничение вторым членом ряда (п=1)1. AS'l(y) : = —•—-b4 roi ! (2ii=1 (2-и ■ b). >' '"V 12n(n + 1)!

88. Относительная погрешность (%)51%(y) = ASMzASmi00 AS'(y)075 +•fell0.51. Htl025 +к(у) 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1

89. I 1 1 10 15 20 AS'(y), AS'0(y) ,AS'l(y) i 25

90. Радиус кривизны г. = 1000 Коэффициент асферичности b = 1

91. Высота падения главного луча на поверхность у =0,25. 2504v

92. Относительное отверстие к(у) =—1. Сферическая аберрация1. Д8'(у)=-У 2-Ъ 12 ГЛ 211 +- ■1.L

93. Ограничение первым членом ряда (п=0)1. AS'O(y) ="У Р 4 г„

94. Относительная погрешность (%)80%(у) =AS'W-AS'0(^ 1001. AS'(y)

95. Ограничение вторым членом ряда (п=1)2.i- 1)4 ~ 2n Сп-г-1)! \го/1. AS'l(y) 1 1 <2n+b),y -bn1

96. Относительная погрешность (%)51%(у) =^^>-100 AS'(y)f3 6 9 12 AS'(y),AS'0(y),AS'l(y) 15

97. Радиус кривизны при вершине г = -1 ООО Коэффициент асферичности b = 0.5

98. Высота падения главного луча на поверхность у =0,25. 250

99. Относительное отверстие к(у) =1. Сферическая аберрация1. AS'(y)у2 2 b2.г,у2 I У2л! 1го

100. Ограничение первым членом ряда (п=0)у *1. AS'O(y) 1 4 r„

101. Относительная погрепшость (%■800/0(^=^^-^.100 ЩЛ

102. Ограничение вторым членом ряда (п=1)1. AS'l(y) = — -^b4 rf2.й- ■' ' \fy1. V Li=1 /О „ ич ■ ""un-l1+- > L--(2n+b) b

103. Относительная погрепшость (% ■81%(y) 48,1 1001. AS'(y)075 -к(у)к(у) 0.5 к(у)025 -0 1 2 г---1- 4 б AS'(y),d5'0(y),4S'l(y) —i- 8 10

104. Радиус кривизны г. =-1000 Коэффициент асферичности b = 0.5

105. Высота падения главного луча на поверхность у = 0,25. 250

106. Относительное отверстие к(у) = 4 уV1. Сферическая аберрация1. Д8'(У) =-У 2"Ь 12Г"1+ *

107. Ограничение первым членом ряда (п=0)1. AS'0(y) =-У 4 г.

108. Относительная погрешность (%) „ unit1П4.| ' HP1. AS'(y)

109. Ограничение вторым членом ряда (п=1)I2i- 1)i=l . . ■ Vn-l2 n+ b) b4 r„ ■ ' ' г .n=l ' ''

110. Относительная погрешность (%61%(у)=А8*^-Л8,1^ 100 AS'(y)

111. Радиус кривизны г = 1000 Коэффициент асферичности Ь =1.5

112. Высота падения главного луча на поверхность у = 0,25. 2504.v

113. Относительное отверстие к(у)1. Сферическая аберрация1. AS'(y) X 2 Ъ1.г1.. -11 I 1. |)л

114. Ограничение первым членом ряда (п=0)-у 1. AS'O(y) : = JLl 4г„

115. Относительная погрешность (% Шо/о(у) ,AS'(y)-AS-0(y)1001. AS'(y)

116. Ограничение вторым членом ряда (п=1)г 1 I (2i-D i= 14 r" , 2" (n+ 1)!n— 1

117. AS'l(y) =— ^b- 1 1 1 (2n+b) 'ifV"1

118. Относительная погрешность (%)51%(y) =AS'(y)-AS'l(y)10Q AS'(y)

119. Диаметр входного зрачка D =0.061 мм Диафрагменное число k = 1

120. Длина волны излучения i = 0.54607 • 1 оJ мми =2,3. 4

121. Коэффициенты Цернике x = isolve( a , ь) x =0.000040673414866 , 0.000086696809171 0.000029456809739 0.000000283833737 0.0000000029382371. Число Штреля1. S:=l2.71i = 12i+ 11. S = 0.823

122. Диаметр входного зрачка D =7.625 мм Диафрагменное число

123. Коэффициенты Цернике х = lsolve(A,by х = 0.0000281344618560.000000010563551 0.0000000000047011. Число Штреля1. S =1г, I SY2.К \ ' .i= 11. S = 0.8331

124. Диаметр входного зрачка D =61 мм Диафрагменное число к = ю

125. Коэффициенты Цернике x=lsol\e(A,b) x = 0.0000280948837980.000000002634718 0.0000000000002941. Число Штреля1. S := 12.я1. X.i= 12.i-t- 11. S= 0.833

126. Диаметр входного зрачка D 205.875 мм Диафрагменное число

127. Коэффициенты Цернике x = isoive(A, b)0.0000397176790680.000084255676120.0006280875661350.0000000011704780.0000000000000581. Число Штреля1. S =12.ТЕ , 2i= 12.i + 11. S = 0.833

128. Диаметр входного зрачка D =488 мм Диафрагменное число к = 20