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多环共焦反射式天文望远镜制造技术

技术编号:36446727 阅读:15 留言:0更新日期:2023-01-25 22:41
多环共焦反射式天文望远镜,属于光学技术领域。其构造包括:主反射镜、副反射镜、目镜组、镜筒;星光先是照射在镜筒底部的主镜上;其技术差别性就在于:主反射镜或副反射镜是共焦多环反射镜构造:由2

【技术实现步骤摘要】
多环共焦反射式天文望远镜
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][0001]本专利技术属于光学、电子
,确切的讲是提高目前望远镜的分辨率、亮度及减小像差的多环球面镜的使用方法。
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技术介绍
][0002]天文望远镜是观测天体、捕捉天体信息的主要工具。从1609年伽利略制作第一台望远镜开始,望远镜就开始不断发展,从光学波段到全波段,从地面到空间,望远镜观测能力越来越强,可捕捉的天体信息也越来越多。1663年,苏格兰天文学家格里利利用光的反射原理制成格里高利式反射镜,但是由于制作工艺不成熟而未能流行。1667年,英国科学家牛顿稍微改进了格里高利的想法,制成了牛顿式反射镜,其口径只有2.5厘米,但是放大倍率超过30倍,还消除了折射望远镜的色差,这使得它非常适用。直到1672年,法国人卡塞格林利用凹面镜和凸面镜,设计了现在最常用的卡赛格林式反射镜。这种望远镜焦距长而镜身短,放大倍率大,图象清晰;既可用于研究小视场内的天体,又可用以拍摄大面积的天体。哈勃望远镜采用的就是这种反射望远镜。1781年英国天文学家赫歇尔兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自制的15厘米口径反射镜发现了天王星。此后,天文学家给望远镜加装了许多功能,使之具备光谱分析等能力。1862年,美国天文学家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)制造了47厘米口径折射镜,拍到了天狼星伴星的图片。1908年美国天文学家海尔领导建成了1.53米口径反射镜,拍到了天狼星伴星的光谱。1948年,海尔望远镜落成,其5.08米的口径足以观测分析遥远天体的距离和视向速度。1931年,德国光学家施密特制成施密特式望远镜,1941年苏俄天文学家马克苏托夫制成马克苏托夫

卡塞格林式折返镜,丰富了望远镜的种类。在近现代和现代,天文望远镜已经不局限于光学波段了。1932年,美国无线电工程师探测到了来自银河系中心的射电辐射,标志着射电天文学的诞生。1957年人造卫星上天以后,空间天文望远镜蓬勃发展。新世纪以来,中微子、暗物质、引力波等新型望远镜方兴未艾。现在,天体发出的许多信息都已经成为天文学家的眼底之物,人类的视野越来越广阔了,目前,人类在电磁波段、中微子、引力波、宇宙射线等方面均有望远镜。
[0003]现代望远镜有三种基本的形式:折射式、反射式和折反射式。
[0004]像差是望远镜产生以来一直伴随缺陷,至今也未能完全克服;人们正在努力克服;具体有球差、色差、彗差、像散、场曲、畸变等。球差存在于球面反射镜的光学系统中,平行于光轴入射的光线经球面透镜或反射镜后不严格地汇聚于一点,远离光轴的光线汇聚的位置会更加靠近镜子(汇聚点更短)。把球面改为抛物面可以大大改善球差。色差是折射光学系统独有的像差(表现为色散),这使得星光会出现多种颜色的较大光斑,影响观测效果;利用多片透镜组合的复消色差系统可以降低色差的程度。彗差是抛物面反射式光学系统中最明显的像差,它是因为倾斜于光轴的入射光无法汇聚在同一点导致的,这会使得星光看起来像一颗彗星。使用彗差修正镜组可以消除彗差。像散是倾斜于光轴的光出现垂直振动的光波和水平振动的光波不交汇于一点的现象。越远离视场边缘,像散越严重。安装平场修正镜组可以修正像散。场曲指远离光轴的光线汇聚于一个弯曲的球面上的现象,这会使得成像
时出现失焦。畸变指轴上物点与视场边缘具有不同的放大率,物和像因此不完全相似的现象。传统的彗差消除方法:具有代表性的是:卡塞格林反射镜属于反射式的类别,是一种使用二个镜片组合的望远镜,在1672年,洛冉卡塞格林首先发展出这型望远镜,主镜是凹面镜,次镜是凸面镜,两个镜片对称的排列在光轴上,主镜的中心的穿孔让光线通过而到达目镜、照相机或感光器材;主镜的型式是抛物面镜,次镜则是双曲面镜,折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩,次镜通常安装在封闭镜筒的透明光学玻璃板上的中心部位;这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应;它利用双曲面和抛物面反射的一些特性,凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上

焦点;凸面的双曲面反射镜有两个焦点,会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上,以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测,通常外部的目镜也会在这个点上。抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上,这个点也是双曲线面镜的一个焦点。然后双曲面镜将这些光线反射至另一个焦点,就可以在那儿观察影像。折叠Schiefspiegler("离轴"或"斜反射")反射镜是一种非常奇特的卡塞格林反射镜,他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了衍射的图形,却又导致了更大的像差必须要修正。
[0005]后来,达尔

奇克汉式卡塞格林望远镜由霍勒斯
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达尔在1928年设计,这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜,凸的球面镜做副镜。这样的系统比传统卡塞格林式或里奇

克莱琴式系统都容易磨制,缺点是没有修正离轴的彗差和畸变,所以离开轴心的影像品质会很快变差。但此缺陷对长焦比的影响较小,所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。再后来,里奇

克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林反射镜,它的两个镜片都是双曲面镜(取代了抛物面的主镜),有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差,使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射望远镜都是里奇

克莱琴式的设计。他是乔治
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威利斯
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里奇和亨利
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克莱琴在1910年代专利技术的。但加工难度变大,因为实际上很难测量出双曲面镜的曲率。
[0006]望远镜的原理都是一致的;常规术语包括:口径、焦距、焦比、衍射,焦距越长,焦平面上成的像越大,反之则越小。口径(D)是物镜的直径,口径大小决定了光学系统的分辨力。根据瑞利判据,望远镜的分辨力和口径相关。口径越大,分辨力越强。焦距(f)是望远镜物镜到焦点的距离,决定了光学系统在像平面上成像的大小。对于天文摄影来说,物距(被观测天体的距离)可以认为是无穷远,因此像距就等于焦距,所以像平面也被称为焦平面。望远镜焦距越长,焦平面上成的像越大;反之则越小。焦比(F)是望远镜的焦距除以望远镜的通光口径,即F=f/D,它决定焦平面上单位时间内单位面积接收到的光子数量。也被作为曝光效率的重要指标。焦比越小,焦平面上单位面积接收到的光子就越多;反之则越少。也就是说焦比越小的镜子曝光效率越高。
[0007]以下是著名的望远镜的结构特点表述:
[0008]开普勒式和伽利略式望远镜分为两种类型:由凹透镜作目镜的称伽利略式折射镜;由凸透镜作目镜的称开普勒式折射镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重,现代的折射望远镜常用复消色差系统。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好,视场大,使用方便,易于维护,中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统,但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多,因为冶炼大本文档来自技高网
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【技术保护点】

【技术特征摘要】
1.多环共焦反射式天文望远镜,构造包括:主反射镜、副反射镜、目镜组、镜筒;星光先是照射在镜筒底部的主镜上,反射到副反射镜上再被2次反射,穿过主镜的中孔后,进入安装在中孔后面目镜组内成像;其特征就在于:主反射镜或副反射镜是共焦多环反射镜构造:由2

100个共轴的环状反射面拼接组成,所谓“共焦”指的是:各环都存在一个实际等效焦点;本技术在原理上受几何光学支持:首先共焦能解决,尤其是球面条件下的主镜的尺寸增大问题;又由于每一个环面镜都是独立的,因而实际等效焦距的长度可以独立选取,对于相对大的环面经过一次反射后的相对于焦平面的投射半锥角也相对大,相对于焦平面的入射角也就相对变大;通过实际等效焦距与半锥角的匹配方法实现对彗差的消除,该匹配方法是:将各自环反射面的实际等效焦距长度是可以独立选取的,且与半锥角相关,越大反射环面所对应的投射半锥角也相对较大,这个半锥角也是投射到焦平面光线的入射角;设想一下,在随着入射星光与主光轴所夹的角度连续微小改变的场景下,尽管光线...

【专利技术属性】
技术研发人员:吴小平罗天珍
申请(专利权)人:罗天珍
类型:发明
国别省市:

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