Hoewel weerkaatsende teleskope ander tipe optiese aberrasies produseer, is dit 'n ontwerp wat teikens met 'n groot deursnee kan bereik. Byna alle groot teleskope wat in astronomiese navorsing gebruik word, is so. Weerkaatsende teleskope kom in 'n verskeidenheid ontwerpe voor en kan bykomende optiese elemente gebruik om beeldkwaliteit te verbeter of die beeld in 'n meganies voordelige posisie te plaas.
Kenmerke van weerkaatsende teleskope
Die idee dat geboë spieëls soos lense optree, gaan ten minste terug na Alphazen se 11de-eeuse verhandeling oor optika, 'n werk wat wyd in Latynse vertalings in die vroeë moderne Europa versprei het. Kort na die uitvinding van die brekingsteleskoop deur Galileo, het Giovanni Francesco Sagredo en ander, geïnspireer deur hul kennis van die beginsels van geboë spieëls, die idee bespreek om 'n teleskoop te konstrueer met 'n spieël inas 'n beeldinstrument. Bolognese Cesare Caravaggi het die eerste weerkaatsende teleskoop omstreeks 1626 gebou. Die Italiaanse professor Niccolo Zucci het in 'n latere werk geskryf dat hy in 1616 met 'n konkawe bronsspieël geëksperimenteer het, maar gesê dat dit nie 'n bevredigende beeld gee nie.
Skeppingsgeskiedenis
Die potensiële voordele van die gebruik van paraboliese spieëls, hoofsaaklik die vermindering van sferiese aberrasie sonder chromatiese aberrasie, het gelei tot baie voorgestelde ontwerpe vir toekomstige teleskope. Mees opvallend was James Gregory, wat 'n innoverende ontwerp vir 'n "reflekterende" teleskoop in 1663 gepubliseer het. Dit het tien jaar (1673) geneem voordat die eksperimentele wetenskaplike Robert Hooke hierdie tipe teleskoop kon bou, wat bekend geword het as die Gregoriaanse teleskoop.
Isaac Newton is oor die algemeen gekrediteer vir die bou van die eerste reflekterende-brekingteleskoop in 1668. Dit het 'n sferiese metaal primêre spieël en 'n klein diagonale een in 'n optiese konfigurasie gebruik, wat 'n Newtonse teleskoop genoem word.
Verdere ontwikkeling
Ondanks die teoretiese voordele van reflektor-ontwerp, het die ontwerpkompleksiteit en swak werkverrigting van die metaalspieëls wat destyds gebruik is, daartoe gelei dat dit meer as 100 jaar geneem het om gewild te word. Baie van die vooruitgang in weerkaatsende teleskope het verbeterings in die vervaardiging van paraboliese spieëls in die 18de eeu ingesluit.eeu, silwer-bedekte glas spieëls in die 19de eeu, duursame aluminium coatings in die 20ste eeu, gesegmenteerde spieëls om groter deursnee te verskaf, en aktiewe optika om te kompenseer vir gravitasie vervorming. 'n Middel-20ste-eeuse innovasie was katadioptiese teleskope soos die Schmidt-kamera, wat beide 'n sferiese spieël en 'n lens (genoem 'n korrektorplaat) as primêre optiese elemente gebruik, hoofsaaklik gebruik vir grootskaalse beeldvorming sonder sferiese aberrasie.
Aan die einde van die 20ste eeu is die ontwikkeling van aanpasbare optika en suksesvolle beelding om die probleme wat verband hou met waarneming en refleksie van teleskope te oorkom, alomteenwoordig op ruimteteleskope en baie soorte ruimtetuig-beeldingsgereedskap.
Die kromlynige primêre spieël is die hoof optiese element van die teleskoop, en dit skep 'n beeld in die fokusvlak. Die afstand vanaf die spieël na die brandpunt word die brandpuntsafstand genoem. 'n Digitale sensor kan hier geplaas word om 'n beeld op te neem, of 'n bykomende spieël kan bygevoeg word om die optiese kenmerke te verander en/of lig na die film, digitale sensor of oogstuk te herlei vir visuele waarneming.
Gedetailleerde beskrywing
Die primêre spieël in die meeste moderne teleskope bestaan uit 'n soliede glassilinder waarvan die vooroppervlak tot 'n sferiese of paraboliese vorm geslyp is. 'n Dun laag aluminium word op die lens ontruim en vormreflekterende eerste oppervlakspieël.
Sommige teleskope gebruik primêre spieëls wat anders gemaak word. Die gesmelte glas draai om sy oppervlak paraboloïed te maak, dit koel af en stol. Die gevolglike spieëlvorm benader die verlangde paraboloïedvorm, wat minimale slyp en polering vereis om 'n akkurate figuur te bereik.
Beeldkwaliteit
Reflektorteleskope, soos enige ander optiese stelsel, skep nie "ideale" beelde nie. Die behoefte om voorwerpe op afstande tot oneindig te fotografeer, om hulle op verskillende golflengtes van lig te sien, en om een of ander manier te vereis om die beeld te sien wat die primêre spieël produseer, beteken dat daar altyd 'n kompromie in die optiese ontwerp van 'n reflekterende teleskoop is.
Omdat die primêre spieël lig na 'n gemeenskaplike punt voor sy eie reflektiewe oppervlak fokus, het byna alle reflektiewe teleskoopontwerpe 'n sekondêre spieël, filmhouer of detektor naby hierdie fokuspunt, wat gedeeltelik verhoed dat lig die primêre spieël. Dit lei nie net tot 'n vermindering in die hoeveelheid lig wat die stelsel versamel nie, maar lei ook tot 'n verlies aan kontras in die beeld as gevolg van diffraktiewe obstruksie-effekte, sowel as diffraktiewe spykers wat deur die meeste sekondêre ondersteuningstrukture veroorsaak word.
Die gebruik van spieëls vermy chromatiese aberrasie,maar hulle skep ander soorte afwykings.’n Eenvoudige sferiese spieël kan nie lig van’n verafgeleë voorwerp na’n gemeenskaplike fokus oordra nie, want die weerkaatsing van ligstrale wat die spieël aan sy rand tref, konvergeer nie met dié wat vanuit die middel van die spieël weerkaats nie,’n defek wat sferiese aberrasie genoem word. Om hierdie probleem te vermy, gebruik die mees gevorderde reflekterende teleskoopontwerpe paraboliese spieëls wat al die lig in 'n gemeenskaplike fokus kan bring.
Gregoriaanse Teleskoop
Die Gregoriaanse teleskoop word deur die Skotse sterrekundige en wiskundige James Gregory in sy 1663 boek Optica Promota beskryf as die gebruik van 'n konkawe sekondêre spieël wat die beeld deur 'n gat in die primêre spieël weerkaats. Dit skep 'n vertikale beeld wat nuttig is vir aardse waarnemings. Daar is verskeie groot moderne teleskope wat die Gregoriaanse konfigurasie gebruik.
Newton's Reflector Telescope
Newton se apparaat was die eerste suksesvolle weerkaatsende teleskoop, gebou deur Isaac in 1668. Dit het gewoonlik 'n paraboloïed primêre, maar by brandpuntverhoudings van f/8 of meer, 'n sferiese primêre, wat voldoende kan wees vir hoë visuele resolusie.’n Plat sekondêr weerkaats lig by die fokusvlak aan die kant van die bokant van die teleskoopbuis. Dit is een van die eenvoudigste en goedkoopste ontwerpe vir 'n gegewe grondstofgrootte, en is algemeen onder stokperdjies. Die straalpad van weerkaatsende teleskope was eerstepresies uitgewerk op die Newtoniaanse steekproef.
Cassegrain Apparatus
Die Cassegrain-teleskoop (soms genoem die "klassieke Cassegrain") is die eerste keer in 1672 gebou, toegeskryf aan Laurent Cassegrain. Dit het 'n paraboliese primêre en 'n hiperboliese sekondêre wat lig terug en af deur 'n gat in die primêre weerkaats.
Die ontwerp van die Dall-Kirkham Cassegrain-teleskoop is in 1928 deur Horace Dall geskep en is genoem in 'n artikel wat in 1930 in Scientific American gepubliseer is na 'n bespreking tussen amateur-sterrekundige Allan Kirkham en Albert G. Ingalls, (die tydskrif se destydse redakteur). Dit gebruik 'n konkawe elliptiese primêre en 'n konvekse sekondêre. Alhoewel hierdie stelsel makliker is om te slyp as die klassieke Cassegrain- of Ritchey-Chrétien-stelsel, is dit nie geskik vir off-as-koma nie. Die kromming van die veld is eintlik minder as dié van die klassieke Cassegrain. Vandag word hierdie ontwerp in baie toepassings van hierdie wonderlike toestelle gebruik. Maar dit word vervang deur elektroniese eweknieë. Nietemin is dit hierdie tipe apparaat wat as die grootste weerkaatsende teleskoop beskou word.
