1 / 26

Широкоугольные оптические телескопы

Широкоугольные оптические телескопы. В.Ю.Теребиж Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее Санкт-Петербург июнь 2006. 2w  1. Задачи наблюдений. Глобальные Обзор неба Вильяма Гершеля, XVIII век. « Метод черпков» Паломарский обзор неба Конкретные

valin
Download Presentation

Широкоугольные оптические телескопы

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Широкоугольные оптические телескопы В.Ю.Теребиж Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее Санкт-Петербург июнь 2006 2w  1

  2. Задачи наблюдений Глобальные Обзор неба Вильяма Гершеля, XVIII век. «Метод черпков» Паломарский обзор неба Конкретные Бюраканский обзор галактик с УФ континуумом Эволюция функции светимости активных галактик. SDSS Шкала расстояний: SN Ia. Космологические модели. SNAP Темное вещество Гравитационные линзы, гамма-всплески Планеты около звезд Астероиды, сближающиеся с Землей … Приоритетная задача: Иметь информацию о положениях и яркости всех объектов до ~ 24m с периодичностью обновления данных порядканескольких суток Создается сеть обзорных телескопов диаметром до ~6.5 м и полем зрения ~23

  3. Что ограничивает поле зрения? F/D≡ f/number f/#  Дифракция света: идеальный телескоп изображает звезду в виде картины Эри Диск Эри содержит ~84% всего потока Диаметр диска Эри A 2.44   , 96 мкм 1.6 Изображение звезды на оси идеального параболоида D = 4 м,  = 3.0 А 4 мкм0.06

  4. Аберрации телескопов и атмосфера Влияние комы  2 Изображение звезды на расстоянии 1 от оси идеального параболоида D = 4 м,  = 3.0 80 диаметр круга, в пределах которого содержится 80% энергии в изображении точечного источника света Атмосфера:80> 0.6 137 мкм 2.4 Размер поля зрения задается условием 80 1.0

  5. Классические телескопыи апланаты 3-го порядка Классический Грегори: P + E Грегори-апланат: E + E Классический Кассегрен: P + H Ричи-Кретьен: H + H Диаметр поля зрения Классические телескопы:< 10 Апланаты 3-го порядка: ~ 20 Нужно поле зрения диаметром не менее 1

  6. Large Binocular Telescope(LBT) Классическая система Грегори D = 8.4 м = 15 1 ≡ F1/D= 1.14

  7. Эффективность обзора Etendue, Throughput: RC, 4м: E 1 м2гр2 SDSS, 2.5 м: E 28 м2гр2

  8. Рефлекторы: два пути Увеличение количества зеркал- коникоидов SNAP Трехзеркальный анастигмат Корша D = 2.0 м  = 10.7 2w = 1.5 (570 мм) 0.7 виньетировано Дифракционные изображения: mlim 27.5  30 E F H E D. Korsch (1972) Исправлены все 5 аберраций 3-го порядка: сферическая, кома, астигматизм, дисторсия, кривизна поля

  9. Двухзеркальные апланаты Шварцшильда Обычный подход: конические сечения + полиномиальные добавки Карл Шварцшильд (1905): строгий апланат Сферическая аберрация: точно, все порядки Кома: условие синусов Аббе, 3-й порядок  1.7  = 1.2

  10. Karl Schwarzschild(1873  1916) • Ввел понятие лучистого равновесия звездной атмосферы • Составил и приближенно решил уравнения переноса излучения • Рассчитал первую модель звездной атмосферы • Предложил эллипсоидальный закон распределения скоростей звезд • Сформулировал и решил уравнения звездной статистики • Объяснил флуоресценцией свечение кометных хвостов • Нашел первое точное решение уравнений теории тяготения Эйнштейна • Создал современную теорию аберраций оптических систем • Составил фотометрический каталог 3500 звезд • Предложил закон почернения фотоэмульсии • …

  11. Катадиоптрические телескопы Зеркала и линзы играют сравнимую роль Хроматизм Общий принцип: Силовые функции нужно возлагать на зеркала, тогда как линзовая компонента должна быть близка к афокальной системе  Телескопы с полноразмерным линзовым корректором  Телескопы с линзовым корректором в прямом или кассегреновском фокусах

  12. Камера Шмидта(1930) Карл Шварцшильд:«Шмидт  художник своего дела» S Bernhard Schmidt (1879  1935) Принцип Шмидта

  13. Паломарский обзор неба 1.22 м, 6.5 Бюраканский обзор УФ-галактик 1.0 м, 5.5 Пробный снимок, сделанный Бернхардом Шмидтом в 1930 г. с помощью изготовленной им самимпервой широкоугольной камеры D = 36 см F/D ≡  = 1.7 2w = 4

  14. Система Максутова(1941) Д. Д. Максутов (1896  1964) > 3: все сферы Ахроматический мениск Не соблюдается основной принцип построения катадиоптрических систем Исключительно жесткие допуски, ретушь

  15. Роботизированные системы ROTSE-III D = 450 мм  = 1.9 2w =2.6 Univ. Michigan Los Alamos National Lab. Univ. New South Wales Lawrence Livermore National Lab. Lick Observatory Harland Epps 13.5 мкм 3.3

  16. Система РихтераСлефогта R. Richter, H. Slevogt (1941) Тесный дублет из одного сорта стекла с почти нулевой оптической силой обладает малым хроматизмом Двухлинзовый афокальный корректор + сферическое зеркало Очень мягкие допуски Поле зрения ~ 0.5 D = 643 мм  = 1.4

  17. Модифицированная система Рихтера-Слефогта Исходная система RS D = 350 мм  = 2.5 2w = 0.5 13.5 мкм 3.2 MRS Теребиж, 2001 D = 350 мм  = 2.5 2w = 3.5 Можно~6 Модифицированная

  18. Новые системы WF-03: D = 500 мм  = 2.0 2w = 5.0 13.5 мкм 2.8 WF-05:  = 1.8 2w = 14.1 13.5 мкм 13.3

  19. Линзовый корректор в первичном фокусе R.Sampson (1913): ~10 F.Ross (1935): 15 Д. Максутов и др. (1964): 2.5 C.Wynne (1968): 1 Нужно поле не менее 1.5  2 NGLT, VISTA: D ~ 4 м, 2w ~ 2 4-5 линз Диаметр наибольшей ~1.25 мАсферические поверхности Корректор Винна с полем 50 для 4-м телескопа Kitt Peak

  20. Корректор с полем зрения 3 Корректор для 4-м телескопа CTIO V. Blanco – DECAM ( Теребиж, 2003) Etendue E ≡ A= 78 м2гр2 Поле зрения: 3(600 мм) Поверхности: все сферы Диапазон спектра:  0.32  1.10 m Изображения: 80< 0.8 в интегральном свете Стекло: любое одного типа Прозрачность: если плавленый кварц, то выше 83%

  21. Корректор в кассегреновском фокусе PanSTARRS D = 1.8 м  = 4.4 2w = 3.0 E1 = 13 м2гр2 Первая серия  4 телескопа SDSS D = 2.5м  = 5.0 2w = 3.0 E = 28м2гр2 • Дешевле • Светосила меньше • Надежность отождествления выше • Компенсация наклонов фронта • ... Исключительно сложная форма поверхностей

  22. Корректор в выходном зрачке системы Грегори Выходной зрачок ( Теребиж, 2006 ) Модельный пример: D = 6.5м, L = 8.8 м  = 1.9 2w = 2.53.0 Виньетированиена краю поля < 2% E = 170м2гр2при 3.0 E  P E  S

  23. LSST (Large Synoptic Survey Telescope) Принцип Шмидта:афокальная система Мерсенна + cферическоезеркало M.Paul (1935) J. Baker (1969) R. Willstrop (1984) J. Angel et al. (2000) 8.4 м 5.2 м 3.4 м Deff = 6.5 м  = 1.25 2w = 3.0 E = 235 м2гр2 1.35 м

  24. D = 4.0 м  = 5.0 2w = 5.0 E = 240 m2 deg2 LAMOST Зеркальная камера Шмидта

  25. Итоги • LSST и LAMOST • бросают вызов • возможностям • технологии • Сеть телескопов Pan-STARRS: сложное сочетание достоинств и недостатков • Корректоры в прямом фокусе и выходном зрачке: те же результаты простым образом Нужны новые идеи

  26. Корректор Максутова и др. [1964] Гиперболоид: D = 2.6 м, умеренный эксцентриситет,  3.7 4 линзы + линза Пиацци-Смита, все сферы, простейшее стекло Поле зрения: 2w = 2.6( оригинальная схема оптимизирована ) 1

More Related