ОПТИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ШИРОКОУГОЛЬНОГО ТЕЛЕСКОПА VT-78D

Настоящее техническое решение относится к области астрономических приборов и может быть использовано для создания обзорных телескопов, служащих для мониторинга околоземных объектов искусственного и естественного происхождения, обнаружения сверхновых и переменных звезд, ряда других важных астрономических задач, требующих частого обновления информации для широких наблюдательных областей.
Современные оптические телескопы позволяют получить более детальные изображения объектов, чем их предшественники, в частности, преодолен «атмосферный барьер» качества изображений. Класс широкоугольных оптических телескопов, обеспечивающих качество изображений не хуже одной угловой секунды в пределах поля зрения не менее одного углового градуса, предназначен для обнаружения на небе объектов переменной яркости и проведения обзорных работ. Из предшествующего уровня техники известен ряд оптических схем, из которых наиболее высокой эффективностью для задач обзорного характера обладают зеркально-линзовые (катадиоптрические) системы, такие как, камера Шмидта, система Максутова, схема Рихтера-Слефогта. Поскольку хроматическая аберрация быстро увеличивается с ростом оптической силы линз, желательно, чтобы линзовая составляющая была как можно ближе к афокальной системе, то есть имела как можно большее эффективное фокусное расстояние. Таким образом, силовые функции желательно возлагать на зеркальные элементы, тогда как основное назначение близкой к афокальной линзовой оптики - устранить монохроматические аберрации системы, по возможности не внося собственного хроматизма. Известна следующая этому требованию схема Хогтона (Haughton J.L. 1944, U.S. Patent 2,350,112), представляющие собой модификацию схемы Шмидта. Эти схема включают сферическое зеркало и полноапертурный трехлинзовый корректор, представляющий собой комбинацию из положительной и двух отрицательных тонких линз, суммарная оптическая сила которых равна нулю, используемый для компенсации некоторых аберраций и обеспечивающий возможность увеличения заднего отрезка (расстояния от последней оптической поверхности до приемника излучения, back focal length, BFL). Эта система, однако, не является в достаточной мере широкоугольной из-за хроматизма увеличения при больших полевых углах, обусловленного зависимостью коэффициента увеличения системы от длины волны.
Из известных модификаций системы Шмидта-Хогтона наиболее удачной следует, по-видимому, признать систему Лайкина (Milton Laikin, "Lens Design", Second edition, Marcel Dekker, Inc., New York, 1995, pp. 181-182), включающую в себя входной трехлинзовый корректор с линзами, расположенными на расстоянии друг от друга, вторичное зеркало, размещенное на задней поверхности третьей линзы входного корректора, а также корректирующие сферические линзы, расположенные рядом с фокальной плоскостью, и обеспечивающую угловой диаметр плоского поля зрения до 9° при диаметре зеркала 206.5 мм и фокусном расстоянии 254 мм. При этом все линзы в оптической схеме Лайкина имеют сферические поверхности и сделаны из одного типа стекла. К слабым местам схемы следует отнести недостаточную длину заднего отрезка (5 мм), затрудняющую размещение детектора излучения, и невысокое качество изображения (среднеквадратический размер изображения звезды в спектральном диапазоне 0.486-0.656 мкм составляет 19-39 мкм, или 14-32 угловых секунды).
Задача, на решение которой направлено заявленное техническое решение, заключается в усовершенствовании оптической схемы Лайкина для получения более высокого качества изображений и оптимизации длины заднего отрезка.
Данный результат достигается за счет нахождения оптимальных значений радиусов кривизны и толщин всех линз и расстояний между ними, в частности, за счет замены первой по ходу луча плоско-выпуклой положительной линзы входного корректора на двояковыпуклую, второй вогнуто-выпуклой отрицательной линзы на двояковогнутую, а также за счет изготовления двух малых линз выходного корректора из разных сортов оптического стекла и размещения их не вплотную, а на расстоянии друг от друга, что позволяет фактически найти теоретически наилучшее решение для систем Шмидта-Хогтона. Оптические элементы трехлинзового корректора и первая по ходу луча компенсирующая линза выполняются из одинакового оптического материала типа «крон» с показателем преломления n и коэффициентом дисперсии v, удовлетворяющими следующим условиям: n=1.516±0.001, v=63.8±0.1, а вторая компенсирующая линза - из оптического материала типа «флинт» со значениями показателя преломления и коэффициента дисперсии, удовлетворяющими следующим условиям: n=1.613±0.001, v=36.9±0.2. Эти изменения позволяют улучшить среднеквадратический диаметр изображений звезд по полю зрения до 5-6 мкм (2.4-3.1 угловых секунды) при диаметре 250 мм и фокусном расстоянии 395 мм. При этом угловой диаметр плоского поля зрения увеличивается до 10°, рабочий спектральный диапазон схемы расширяется до 0.450-0.850 мкм, а длина заднего отрезка увеличивается до 40 мм, что очень важно в технологическом и эксплуатационном отношениях. Оптическая система реализуется при использовании сферических оптических поверхностей и типов оптического стекла, рекомендованных ГОСТ к оптическому производству. Рассчитана версия оптической схемы с использованием оптических элементов из стекла каталога Лыткаринского завода оптического стекла (ЛЗОС), - базового К8 и стекла Ф1, входящего в группу предпочтительных типов. В других каталогах стекол, используемых в телескопостроении, в частности, в ассортименте стекол фирм Ohara и Schott, имеются сорта, практически идентичные К8 и Ф1, благодаря чему параметры системы V-78d мало изменятся при замене сортов ЛЗОС этими близкими аналогами. В качестве материала окна детектора обычно применяется плавленый кварц; при расчетах подразумевался материал Fused Silica каталогов MISC или INFRARED компании ZEMAX. Однако, поскольку окно детектора имеет нулевую оптическую силу, его положение, толщина и материал могут заметно изменяться без ухудшения качества изображений, что потребует лишь коррекции фокусировки. Базовая оптическая схема не включает в себя внешнюю бленду, форму которой можно изменять в зависимости от задачи наблюдений и применяемого детектора, и которую поэтому предполагается делать съемной.
Техническим результатом, обеспечиваемым приведенной совокупностью признаков, является повышение качества звездных изображений в 6-10 раз относительно ближайшего аналога (оптическая система Лайкина), увеличение апертуры и поля зрения телескопа более чем на 20%, расширение спектрального диапазона более чем в два раза и увеличение заднего отрезка, позволяющее беспрепятственно устанавливать детектор излучения при эксплуатации телескопа.
Оптическая система VT-78d разработана в рамках выполнения прикладных научных исследований по теме: «Создание системы мониторинга околоземных объектов и предупреждения космических угроз на основе нового кластера широкоугольных телескопов» в рамках Программы "Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2014-2020 годы", уникальный идентификатор прикладных научных исследований (проекта) RFMEFI60414X0099, Соглашение о предоставлении субсидии 14.604.21.0099.
Параметры оптической системы VT-78d сведены в таблицу 1. Результирующие общие характеристики телескопа представлены в таблице 2.
Предложенная полезная модель иллюстрируется следующими графическими материалами:
Фиг. 1 - Оптическая схема системы VT-78d.
Фиг. 2 - Точечные диаграммы телескопа VT-78d в интегральном свете.
Фиг. 3 -Интегральное распределение энергии в изображении точечного источника для значений полевого угла 0; 1.0°; 2.0°; 3.0°; 4.0°; 5.0°. Вверху каждого квадрата указан полевой угол точечного источника, внизу - координаты изображения на детекторе. Сторона квадрата соответствует 12 мкм (2.9′′).
На Фиг. 1 изображена предлагаемая базовая оптическая система широкоугольного телескопа VT-78e, содержащая установленный по ходу луча трехлинзовый корректор, состоящий из двояковыпуклой положительной (поверхности 1, 2), двояковогнутой отрицательной (3, 4) и вогнуто-выпуклой отрицательной (5, 6) сферических линз, находящихся на расстоянии друг от друга, главное вогнутое сферическое зеркало (9) и вторичное сферическое зеркало (10), нанесенное на заднюю поверхность (6) вогнуто-выпуклой отрицательной линзы входного корректора. Задняя сторона зеркала (10) представляет собой экран (7). Две компенсирующие внеосевые аберрации сферические линзы расположены на расстоянии друг от друга, причем оптические элементы трехлинзового корректора и первая по ходу луча компенсирующая линза (поверхности 11, 12) выполнены из одинакового оптического материала типа «крон» (в таблице 1 -оптическое стекло LZ_K8), а вторая компенсирующая линза (поверхности 13, 14) - из оптического материала типа «флинт» (в таблице 1 - оптическое стекло LZ_F1). Далее по ходу лучей располагается окно детектора из плавленого кварца (поверхности 15, 16), и находящийся в фокусе плоский детектор (17).
ЛИТЕРАТУРА.
Haughton J.L. 1944, U.S. Patent 2,350,112
Milton Laikin, "Lens Design", Second edition, Marcel Dekker, Inc., New York, 1995
В.Ю. Теребиж, «Современные оптические телескопы». М.: Физматлит, 2005.
V. Terebizh, "New designs of survey telescopes", 2011, Astronomische Nachrichten 332, iss. 7, p. 714.
Емельяненко В.В., и др., Отчет о прикладных научных исследованиях «Создание системы мониторинга околоземных объектов и предупреждения космических угроз на основе нового кластера широкоугольных телескопов. Теоретические исследования поставленных перед ПНИ задач. Промежуточный отчет (Этап 2)». М.: Институт астрономии РАН, 2015