Mặc dù kính thiên văn phản xạ tạo ra các loại quang sai khác, nhưng đây là thiết kế có thể đạt được các mục tiêu có đường kính lớn. Hầu như tất cả các kính thiên văn chính được sử dụng trong nghiên cứu thiên văn đều như vậy. Kính thiên văn phản xạ có nhiều kiểu dáng khác nhau và có thể sử dụng các phần tử quang học bổ sung để cải thiện chất lượng hình ảnh hoặc đặt hình ảnh ở vị trí có lợi về mặt cơ học.
Đặc điểm của kính thiên văn phản xạ
Ý tưởng cho rằng gương cong hoạt động giống như thấu kính ít nhất xuất phát từ luận thuyết thế kỷ 11 của Alphazen về quang học, một tác phẩm được lưu hành rộng rãi trong các bản dịch tiếng Latinh ở châu Âu hiện đại đầu tiên. Ngay sau khi Galileo phát minh ra kính thiên văn khúc xạ, Giovanni Francesco Sagredo và những người khác, được truyền cảm hứng từ kiến thức của họ về nguyên lý của gương cong, đã thảo luận về ý tưởng chế tạo kính thiên văn sử dụng gương trongnhư một công cụ hình ảnh. Bolognese Cesare Caravaggi được cho là đã chế tạo kính thiên văn phản xạ đầu tiên vào khoảng năm 1626. Giáo sư người Ý Niccolo Zucci, trong một công trình sau này, đã viết rằng ông đã thử nghiệm với một chiếc gương đồng lõm vào năm 1616, nhưng nói rằng nó không cho hình ảnh ưng ý.
Lịch sử Sáng tạo
Những lợi ích tiềm năng của việc sử dụng gương parabol, chủ yếu là giảm quang sai cầu mà không gây quang sai màu, đã dẫn đến nhiều thiết kế được đề xuất cho kính thiên văn trong tương lai. Đáng chú ý nhất là James Gregory, người đã xuất bản một thiết kế sáng tạo cho kính thiên văn "phản xạ" vào năm 1663. Phải mất mười năm (1673) trước khi nhà khoa học thực nghiệm Robert Hooke có thể chế tạo loại kính thiên văn này, được gọi là kính thiên văn Gregorian.
Isaac Newton thường được ghi nhận là người đã xây dựng kính thiên văn khúc xạ phản xạ đầu tiên vào năm 1668. Nó sử dụng một gương chính bằng kim loại hình cầu và một đường chéo nhỏ trong cấu hình quang học, được gọi là kính thiên văn Newton.
Phát triển hơn nữa
Bất chấp những ưu điểm lý thuyết của thiết kế gương phản xạ, sự phức tạp trong thiết kế và hiệu suất kém của gương kim loại được sử dụng vào thời điểm đó có nghĩa là phải mất hơn 100 năm để chúng trở nên phổ biến. Nhiều tiến bộ trong kính thiên văn phản xạ bao gồm những cải tiến trong sản xuất gương parabol vào thế kỷ 18.thế kỷ, gương kính tráng bạc ở thế kỷ 19, lớp phủ nhôm bền trong thế kỷ 20, gương phân đoạn để cung cấp đường kính lớn hơn và quang học hoạt động để bù cho biến dạng trọng trường. Một sự đổi mới giữa thế kỷ 20 là kính thiên văn cảm ứng như máy ảnh Schmidt, sử dụng cả gương cầu và thấu kính (được gọi là tấm hiệu chỉnh) làm thành phần quang học chính, chủ yếu được sử dụng để chụp ảnh quy mô lớn mà không có quang sai cầu.
Vào cuối thế kỷ 20, sự phát triển của quang học thích ứng và hình ảnh thành công để khắc phục các vấn đề liên quan đến quan sát và phản xạ của kính thiên văn đã phổ biến trên các kính thiên văn không gian và nhiều loại công cụ chụp ảnh tàu vũ trụ.
Gương chính hình cong là phần tử quang học chính của kính thiên văn và nó tạo ra hình ảnh trong mặt phẳng tiêu cự. Khoảng cách từ gương đến tiêu diện gọi là tiêu cự. Một cảm biến kỹ thuật số có thể được đặt ở đây để ghi lại hình ảnh hoặc có thể thêm một gương bổ sung để thay đổi các đặc tính quang học và / hoặc chuyển hướng ánh sáng tới phim, cảm biến kỹ thuật số hoặc thị kính để quan sát trực quan.
Mô tả chi tiết
Gương chính trong hầu hết các kính thiên văn hiện đại bao gồm một hình trụ thủy tinh đặc có mặt trước được mài thành hình cầu hoặc hình parabol. Một lớp nhôm mỏng được hút chân không lên thấu kính, tạo thànhgương phản chiếu bề mặt đầu tiên.
Một số kính thiên văn sử dụng gương chính được làm khác. Thủy tinh nóng chảy quay để làm cho bề mặt của nó có dạng parabol, nó nguội đi và đông đặc lại. Hình dạng gương thu được gần đúng với hình dạng paraboloid mong muốn, yêu cầu mài và đánh bóng tối thiểu để đạt được hình chính xác.
Chất lượng hình ảnh
Kính thiên văn phản xạ, giống như bất kỳ hệ thống quang học nào khác, không tạo ra hình ảnh "lý tưởng". Nhu cầu chụp ảnh các vật thể ở khoảng cách đến vô cực, quan sát chúng ở các bước sóng ánh sáng khác nhau và yêu cầu một số cách xem hình ảnh mà gương chính tạo ra có nghĩa là luôn có một số thỏa hiệp trong thiết kế quang học của kính thiên văn phản xạ.
Vì gương chính tập trung ánh sáng đến một điểm chung phía trước bề mặt phản xạ của chính nó, nên hầu hết các thiết kế kính thiên văn phản xạ đều có gương phụ, giá đỡ phim hoặc máy dò gần tiêu điểm này, ngăn một phần ánh sáng đi tới điểm chính gương. Điều này không chỉ dẫn đến giảm một số lượng ánh sáng mà hệ thống thu thập mà còn làm mất độ tương phản trong hình ảnh do các hiệu ứng cản trở nhiễu xạ, cũng như các gai nhiễu xạ gây ra bởi hầu hết các cấu trúc hỗ trợ thứ cấp.
Việc sử dụng gương tránh quang sai màu,nhưng chúng tạo ra các loại quang sai khác. Một gương cầu đơn giản không thể truyền ánh sáng từ một vật ở xa đến tiêu điểm chung, vì phản xạ của các tia sáng chiếu vào gương ở rìa của nó không hội tụ với các tia phản xạ từ tâm gương, một khuyết tật gọi là quang sai cầu. Để tránh vấn đề này, các thiết kế kính thiên văn phản xạ tiên tiến nhất sử dụng gương parabol có thể đưa tất cả ánh sáng vào một tiêu điểm chung.
Kính viễn vọng Gregorian
Kính thiên văn Gregorian được nhà thiên văn học và toán học người Scotland James Gregory mô tả trong cuốn sách Optica Promota năm 1663 của ông là sử dụng một gương thứ cấp lõm phản chiếu hình ảnh qua một lỗ trên gương chính. Điều này tạo ra một hình ảnh thẳng đứng hữu ích cho các quan sát trên cạn. Có một số kính thiên văn hiện đại lớn sử dụng cấu hình Gregorian.
Kính thiên văn phản xạ của Newton
Thiết bị của Newton là kính thiên văn phản xạ thành công đầu tiên, được chế tạo bởi Isaac vào năm 1668. Nó thường có tiêu cự chính hình parabol, nhưng ở tỷ lệ tiêu cự f / 8 trở lên, tiêu cự chính hình cầu, có thể đủ cho độ phân giải hình ảnh cao. Một tấm phẳng thứ cấp phản xạ ánh sáng tại tiêu diện ở mặt bên của ống kính thiên văn. Đây là một trong những thiết kế đơn giản nhất và ít tốn kém nhất cho một kích thước nguyên liệu thô nhất định, và phổ biến đối với những người có sở thích. Đường đi tia của kính thiên văn phản xạ lần đầu tiênđã làm việc chính xác trên mẫu Newton.
Thiết bị Cassegrain
Kính thiên văn Cassegrain (đôi khi được gọi là "Cassegrain cổ điển") được xây dựng lần đầu tiên vào năm 1672, do Laurent Cassegrain thực hiện. Nó có một đường sơ cấp hình parabol và một đường ống thứ cấp hypebol phản xạ ánh sáng trở lại và đi xuống qua một lỗ trên ống sơ cấp.
Thiết kế của kính thiên văn Dall-Kirkham Cassegrain được tạo ra bởi Horace Dall vào năm 1928, và được đặt tên trong một bài báo đăng trên tạp chí Scientific American năm 1930 sau cuộc thảo luận giữa nhà thiên văn nghiệp dư Allan Kirkham và Albert G. Ingalls, (biên tập viên của tạp chí vào thời điểm đó). Nó sử dụng một sơ cấp hình elip lõm và một thứ cấp lồi. Mặc dù hệ thống này dễ xay hơn hệ thống Cassegrain hoặc Ritchey-Chrétien cổ điển, nhưng nó không thích hợp cho trường hợp hôn mê lệch trục. Độ cong của trường thực tế ít hơn so với Cassegrain cổ điển. Ngày nay, thiết kế này được sử dụng trong nhiều ứng dụng của những thiết bị tuyệt vời này. Nhưng nó đang được thay thế bởi các đối tác điện tử. Tuy nhiên, đây là loại thiết bị được coi là kính thiên văn phản xạ lớn nhất.
