Введение. Аберрации телескопов и тестирование оптики

💸 Как сделать бизнес проще, а карман толще?

Тот, кто работает в сфере услуг, знает — без ведения записи клиентов никуда. Мало того, что нужно видеть свое раписание, но и напоминать клиентам о визитах тоже. Проблема в том, что средняя цена по рынку за такой сервис — 800 руб/мес или почти 15 000 руб за год. И это минимальный функционал. Нашли самый бюджетный и оптимальный вариант: сервис VisitTime.
⚡️ Для новых пользователей первый месяц бесплатно. А далее 290 руб/мес, это в 3 раза дешевле аналогов. За эту цену доступен весь функционал: напоминание о визитах, чаевые, предоплаты, общение с клиентами, переносы записей и так далее.
✅ Уйма гибких настроек, которые помогут вам зарабатывать больше и забыть про чувство «что-то мне нужно было сделать».
Сомневаетесь? нажмите на текст, запустите чат-бота и убедитесь во всем сами!

Аберрации телескопов и тестирование оптики

Оптика телескопа абсолютно совершенной может быть лишь в теории – в математических расчётах и то далеко не всегда. Тонкая структура правильного изображения телескопа нарушается вмешательством множества факторов. Это могут быть аберрации присущие самой оптической системе, но также искажения изображения, вызванные некоторыми механическими узлами телескопа, температурной средой в трубе и турбуленцией атмосферы.

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

Не особо вдаваясь в тонкости теории распространения света, необходимо выделить несколько основоположных понятий. Ещё со школьной скамьи нам известно, что свет, как и любое другое излучение имеет волновую природу. В однородной среде волны света имеют сферическую форму, которые и образуют волновой фронт, о котором мы ещё поговорим ниже. Нормали к фронту, вдоль которых, собственно и распространяется свет, называют лучами. В контексте астрономических наблюдений мы работаем с параллельным пучком света, источник которого находится в «бесконечности». Задача телескопа собрать параллельный пучок света от наблюдаемого объекта в одну точку в фокусе, чего можно добиться, придав поверхности объектива определённую кривизну. Но важно также понимать саму природу взаимодействия света с оптическими деталями.

В вакууме скорость распространения света составляет приблизительно 300 тыс. км/сек, но попадая в более плотную среду, свет двигается медленней и отношение между скоростью распространения света в абсолютно разряженной среде со скоростью распространения в веществе называют коэффициентом преломления. Соответственно, чем меньше скорость света в среде, тем выше коэффициент его преломления. Но здесь не так всё просто, свет от небесных объектов может иметь разные длины волн и, попадая в оптическую среду, волны разной длинны имеют разный коэффициент преломления. Следствием этого является разложение света на спектр – это явление называется дисперсией света. Именно этими вещами обусловлена значительная часть проблем линзовых объективов. Зеркальные телескопы лишены проблем связанных с дисперсией света, т.к. зеркало не пропускает свет, а имеет лишь одну поверхность, покрытую светоотражающим слоем. При попадании лучей на поверхность зеркала, они отражаются под углом к самой поверхности равным углу падения. То есть плоское зеркало отражает попавший на него параллельный пучок света под углом 90 градусов к поверхности и оставляет пучок всё таким же параллельным, а вогнутое зеркало телескопа отражает свет под меньшим углом, собирая пучок света в фокус. Из этого выходит, что фокусное расстояние телескопа всецело зависит от угла отражения света, а, следовательно, и величины кривизны зеркала.

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

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