Введение

Астрофотографический телескоп

Камера Шмидта, также известная как телескоп Шмидта, – это катадиоптрический астрофотографический телескоп, разработанный для получения широких полей зрения с минимальными аберрациями. Конструкция была изобретена Бернардом Шмидтом в 1930 году. Примечательные примеры включают телескоп Сэмюэля Очина (ранее Паломарский Шмидт), телескоп Великобритании Шмидта и телескоп ESO Шмидта; они были основным источником всенебесной фотографической съемки с 1950 по 2000 год, когда эру электронных детекторов стала преобладающей. Недавним примером является космический телескоп «Кеплер», предназначенный для поиска экзопланет. Другие связанные конструкции – камера Райта и телескоп Lurie–Houghton.

Изобретение и дизайн

Камера Шмидта была изобретена эстонским немецким оптиком Бернардом Шмидтом в 1930 году. Ее оптические компоненты – это простое в изготовлении сферическое первичное зеркало и асферическая корректирующая линза, известная как корректорная пластина Шмидта, расположенная в центре кривизны первичного зеркала. Пленка или другой детектор помещаются внутри камеры, в главный фокус. Конструкция отличается возможностью использования очень быстрых светосил, при этом контролируется кома и астигматизм. Камеры Шмидта имеют сильно изогнутые фокальные плоскости, поэтому требуется соответствующий изгиб пленки, пластины или другого детектора. В некоторых случаях детектор изготавливается изогнутым; в других плоские среды механически подстраиваются под форму фокальной плоскости с помощью удерживающих скоб или болтов, либо путем создания вакуума. Иногда используется уплощатель поля, в простейшей форме – плоско-выпуклая линза перед фотопластиной или детектором. Поскольку корректорная пластина находится в центре кривизны первичного зеркала, длина трубы может быть очень большой для широкопольного телескопа. К недостаткам относится наличие препятствия в виде держателя пленки или детектора, установленного в фокусе в середине трубы, что приводит к блокировке небольшого количества света и потере контраста изображения из-за дифракционных эффектов от препятствия и его поддерживающей конструкции.

Корректорная пластина Шмидта

Корректорная пластина Шмидта — это асферическая линза, которая корректирует сферическую аберрацию, вносимую сферическим первичным зеркалом в конструкциях телескопов Шмидта или Шмидта-Кассегрена. Она была изобретена Бернардом Шмидтом в 1931 году, хотя, возможно, независимо изобретена финским астрономом Йрйо Вяйсяля в 1924 году (в этом случае иногда называется камерой Шмидта-Вяйсяля). Шмидт первоначально представил её как часть широкопольного фотографического катадиоптрического телескопа, камеры Шмидта. В настоящее время она используется в различных других конструкциях телескопов, объективах камер и системах проецирования изображений, использующих сферическое первичное зеркало.

Функция

Корректорные пластины Шмидта работают, потому что это асферические линзы с сферической аберрацией, равной по величине, но противоположной по знаку сферической аберрации первичных зеркал, перед которыми они установлены. В чистой схеме Шмидта они располагаются в центре кривизны "C" зеркал, а в схеме Шмидта-Кассегрена – непосредственно за первичным фокусом. Корректор Шмидта толще в центре и по краям. Это корректирует ход лучей таким образом, чтобы лучи, отраженные от внешней части зеркала, и лучи, отраженные от внутренней части зеркала, сходились в одну и ту же общую фокальную точку "F". Корректор Шмидта корректирует только сферическую аберрацию и не изменяет фокусное расстояние системы.

Производство

Корректорные пластины Шмидта могут быть изготовлены множеством способов. Самый простой метод, называемый "классическим подходом", заключается в непосредственной формовке корректора путем шлифовки и полировки асферической формы из плоской стеклянной заготовки с использованием инструментов специальной формы и размера. Этот метод требует высокой квалификации и подготовки от оптического инженера, изготавливающего корректор. Сам Шмидт разработал вторую, более изящную схему для получения сложной поверхности, необходимой для корректирующей пластины. Тонкий стеклянный диск с идеально отполированными точными плоскими поверхностями с обеих сторон помещался на тяжелую жесткую металлическую плиту. Верхняя поверхность плиты вокруг края стеклянного диска шлифовалась под точным углом или скосом, основанным на коэффициенте упругости конкретного типа используемого стекла. Стеклянная пластина герметично прикреплялась к отшлифованному краю плиты. Затем вакуумный насос откачивал воздух между плитой и стеклом через небольшое отверстие в центре плиты до достижения определенного отрицательного давления. Это вызывало небольшое прогибание стеклянной пластины. Открытая верхняя поверхность стекла затем шлифовалась и полировалась до сферической формы. Кроме того, для быстрых фокусных отношений полученная кривая недостаточно точна и требует дополнительной ручной коррекции. Третий метод, изобретенный в 1970 году для Celestron Томом Джонсоном и Джоном О’Рурком, использует вакуумную плиту с правильной формой кривой, предварительно сформированной в дне плиты, называемой "мастер-блоком". Верхняя открытая поверхность затем полируется до плоскости, создавая корректор с правильной формой после снятия вакуума.

Приложения

Благодаря широкому полю зрения, камера Шмидта обычно используется как инструмент для обзоров неба, в исследовательских программах, где необходимо охватить большую площадь небесной сферы. К ним относятся астрономические обзоры, поиски комет и астероидов, а также наблюдение за новыми звёздами. Кроме того, камеры Шмидта и их модификации часто применяются для слежения за искусственными спутниками Земли.

Наземные

Первые относительно большие телескопы Шмидта были построены в Гамбургской обсерватории и обсерватории Паломар незадолго до Второй мировой войны. В период с 1945 по 1980 год по всему миру было построено около восьми крупных (1 метр и более) телескопов Шмидта. Особенно известной и продуктивной камерой Шмидта является телескоп Осчина в обсерватории Паломар, завершенный в 1948 году. Этот инструмент использовался в проекте Общества национального географического общества – Обзора неба обсерватории Паломар (POSS, 1958), обзоре POSS II, обзорах Паломар-Лейден (по астероидам) и других проектах. Европейская южная обсерватория с 1-метровым телескопом Шмидта в Ла-Силья и Совет по научным исследованиям Великобритании с 1,2-метровым телескопом Шмидта в обсерватории Сайдинг-Спринг провели совместный обзор неба, дополняющий первый обзор неба Паломар, но с акцентом на южное полушарие. Технические усовершенствования, разработанные в ходе этого обзора, способствовали созданию Второго обзора неба обсерватории Паломар (POSS II). Телескоп, используемый в программе поиска околоземных объектов обсерватории Лоуэлла (LONEOS), также является камерой Шмидта. Телескоп Шмидта обсерватории Карла Шварцшильда – крупнейшая камера Шмидта в мире.

Космические

Телескоп Шмидта был ключевым элементом спутника Hipparcos (1989–1993) Европейского космического агентства. Он использовался в обзоре Hipparcos, который с беспрецедентной точностью определил расстояния до более чем миллиона звезд, охватив 99% всех звезд до звездной величины 11. Сферическое зеркало этого телескопа было изготовлено с исключительной точностью: если бы его размеры были увеличены до размеров Атлантического океана, неровности на его поверхности составили бы около 10 см. Фотометр Кеплера, установленный на космическом телескопе NASA Kepler (2009–2018), является крупнейшей камерой Шмидта, запущенной в космос.

Другие применения

В 1977 году в обсерватории Йеркес небольшой телескоп Шмидта был использован для определения точного оптического положения планетарной туманности NGC 7027, чтобы обеспечить возможность сравнения фотографий и радиолокационных карт объекта. Начиная с начала 1970-х годов, компания Celestron выпускала 8-дюймовую камеру Шмидта. Камера была сфокусирована на заводе и изготавливалась из материалов с низким коэффициентом теплового расширения, благодаря чему не требовала фокусировки в полевых условиях. В ранних моделях фотографу приходилось вырезать и проявлять отдельные кадры 35-миллиметровой пленки, поскольку держатель пленки вмещал только один кадр. Было произведено около 300 камер Celestron Schmidt. Система Шмидта была популярна и использовалась в обратном порядке для телевизионных проекционных систем, в частности, в конструкции Advent, разработанной Генри Клоссом. Большие проекторы Шмидта применялись в кинотеатрах, но системы диаметром 8 дюймов выпускались для домашнего использования и других небольших площадок.

Шмидт без линз

В 1930-х годах Шмидт отметил, что корректорную пластину можно заменить простой апертурой в центре кривизны зеркала для медленной камеры (с большим числовым значением f-отношения). Такая конструкция была использована для создания рабочей модели Паломарского Шмидта в масштабе 1/8 с полем зрения 5°. Эта конфигурация получила ретроним "Шмидт без линзы".

Шмидт Вийсала

Ирьё Вяйсяля первоначально разработал "астрономическую камеру", аналогичную "камере Шмидта" Бернарда Шмидта, но эта разработка осталась неопубликованной. Вяйсяля упомянул о ней в лекционных записках 1924 года со сноской: "проблематичная сферическая фокальная плоскость". Увидев публикацию Шмидта, Вяйсяля оперативно решил проблему искажения поля в конструкции Шмидта, разместив двояковыпуклую линзу чуть впереди держателя фотопластины. Полученная система известна как камера Шмидта — Вяйсяля или, иногда, как камера Вяйсяля.

Бейкер-Шмидт

В 1940 году Джеймс Бейкер из Гарвардского университета модифицировал конструкцию камеры Шмидта, добавив в нее выпуклое вторичное зеркало, которое отражало свет обратно к основному зеркалу. Фотографическая пластина затем устанавливалась вблизи основного зеркала, направленная в небо. Этот вариант называется камерой Бейкера-Шмидта.

Бэйкер-Нанн

Дизайн Baker–Nunn, разработанный Бейкером и Джозефом Нанном, заменяет корректорную пластину камеры Baker Schmidt небольшой тройной корректорной линзой, расположенной ближе к фокусу камеры. В нем использовалась 55-мм кинопленка, разработанная на основе процесса Cinemascope 55. Дюжина камер Baker Nunn с апертурой 20 дюймов и относительным отверстием f/0.75, каждая весом 3,5 тонны (включая многоосевое крепление, позволяющее следить за спутниками в небе), использовалась Смитсоновской астрофизической обсерваторией для отслеживания искусственных спутников с июня 1958 года до середины 1970-х годов.

Шмидт — Ньютон

Добавление плоского вторичного зеркала под углом 45° к оптической оси схемы Шмидта создает телескоп Шмидта-Ньютона.

Шмидт Кассеграйн

Добавление выпуклого вторичного зеркала к схеме Шмидта, направляющего свет через отверстие в главном зеркале, создает телескоп Шмидта-Кассегрена. Эти две последние конструкции популярны среди производителей телескопов благодаря своей компактности и использованию простой сферической оптики.