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牛顿望远镜

中文名称:

牛顿望远镜
英文名称:
(1)Newtonian telescope;(2)Isaac Newton Telescope;INT
定义:
(1) 在反射望远镜主镜的焦点前放置一块与光轴倾斜为45°的平面镜,将焦面引出到镜筒一侧便于进行观测的一种反射望远镜。(2) 英国建造的,以牛顿命名的一架口径2.5m的光学望远镜。

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牛顿望远镜是一种反射型望远镜,它的物镜是反射镜(太空里的哈勃望远镜就是牛顿望远镜的结构),和伽利略望远镜、双筒望远镜是不同的。牛顿望远镜是用反射型物镜,所以在这一环节上它没有色差。

牛顿望远镜,使用平面镜作为副镜的反射望远镜,在镜筒中心将星光反射到镜筒外聚焦。该望远镜的光学设计结合了施密特摄星仪和牛顿式反射望远镜的元素。这个系统将牛顿式反射望远镜的抛物面镜换成球面镜,因而产生了球面像差。但就像施密特-卡塞格林望远镜一样,使用施密特修正板予以修正。次镜则承袭牛顿式反射望远镜采用椭圆形的平面斜镜。

牛顿望远镜原理

牛顿望远镜

1670年,英国数学家、物理学家牛顿制成了他的反射望远镜。它原理是使用一个弯曲的镜面将光线反射到一个焦点上。这种设计方法比使用透镜将物体放大的倍数高出数倍。

牛顿在经过多次研制非球面的透镜都不成功后,才决定用球面反射镜作为望远镜主镜。他把2.5厘米直径的金属磨制成一个凹面反射镜,并在主镜的焦点前放了一个与主镜成45度角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜后以90度角反射出镜筒后到达目镜。现在所有的巨型望远镜大多属于反射望远镜,牛顿望远镜为反射望远镜的发展辅平了道路。

牛顿反射望远镜采用抛物面镜作为主镜,光进入镜筒的底端,然后折回开口处的第二反射镜(平面的对角反射镜),再次改变方向进入目镜焦平面。目镜为便于观察,被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。牛顿反射望远镜用平面镜替换昂贵笨重的透镜收集和聚焦光线,从而使您的每一分钱提供更加多的光线会集的力量。

牛顿反射望远镜系统使您能拥有焦距长达1000mm而仍然相对地紧凑和便携的望远镜。因为主镜被暴露在空气和尘土中,牛顿反射器望远镜要求更多维护与保养。然而,这个小缺点不阻碍这个类型望远镜的大众化,对于那些想要一台价格经济,但仍然可以解决观测微弱,遥远的目标的用户来说,牛顿反射望远镜是一个理想的选择。

由于光学系统的原理,牛顿望远镜的成像是一个倒像,倒像并不影响天文观测,因此牛顿反射望远镜是天文学使用的最佳选择。通过正像镜等附加镜头,可以将图像校正过来,但会降低成像质量。

牛顿望远镜的光学设计结合了施密特摄星仪和牛顿式反射望远镜的元素。这个系统将牛顿式反射望远镜的抛物面镜换成球面镜,因而产生了球面像差。但就像施密特-卡塞格林望远镜一样,使用施密特修正板予以修正。次镜则承袭牛顿式反射望远镜采用椭圆形的平面斜镜。

 

牛顿望远镜其优缺点

一、牛顿远镜的优点:

1、和折射和折反望远镜,同样口径成本最低,因为大口径的反射镜比透镜的生产成本低很多。

2、紧凑合理,便携性好,焦距可达1000mm以上。

3、由于焦比普遍较短(f/4到f/8),更容易的获得较大的视野,具有较好的微弱深空天体观测性能,例如遥远的星系、星云和星团(但不是很方便,难度大于折反望远镜)。

4、长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观,具有较好的月球和行星的观测性能。

5、由于采用反射镜作为主镜,无色差。

6、由于光线无须穿透物镜(它只从镜子的表面反射),所以不需要特别的玻璃材料,只需要能掌握住正确的反射面形状,且只需要处理一个表面(折射镜通常需要处理四个表面),因此非常适合非专业人士自制DIY。

7、目镜的位置在望远镜统前端,与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统,减少费用和增加便利性。

二、牛顿望远镜的缺点:

1、 一般不适合地面应用。

2、容易产生彗形像差,造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零,随着镜子的视域呈线性的增加,也与焦距除以口径的商(焦比)的平方反比来扩散。

通常在焦比大于f/6的系统,彗形像差已经可以忽略掉,不会影响目视或摄影的结果。
焦比小于f/4的系统,虽然不能忽视彗形像差,但可以借由广视野和低倍率成像来避免。
透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上,让影像恢复原有的明锐(所谓的“施密特-牛顿式”)。

3、由于第二反射镜在光路的中间,会遮蔽掉部分的光线,支撑结构还会造成衍射形成所谓的“蜘蛛网”,并且降低对比(相对折射望远镜略有光线损失)。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的“蜘蛛网”。减少衍射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的增强对比,但圆形的“蜘蛛网”通常是因支撑不稳,而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只脚更有效的消除“蜘蛛网”,但三支脚造成的“蜘蛛网”会给人一种审美上的良好观感。

4、牛顿反射望远镜的校准是个问题。主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离,这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。

牛顿望远镜的ZEMAX设计

1-1 牛顿式望远镜

牛顿式望远镜是Stigmatic光学系统的例子。牛顿式望远镜即是一个简易的抛物线型反射镜。光线是由无限远处的物点所发出,并在焦点处形成完美(几何)像点。抛物面可提供无球差,只有轴上的高阶像差的质量。

我们将设计焦距1000 mm,F/5的望远镜。根据表面焦度(Power)的定义,可知曲率半径为2000 mm,而孔径直径为200 mm。我们将使用轴上(On-Axis)视场角及默认的波长0.55 μm。镜面并不会产生色差,所以它并不需设罝多波长。开启全新的透镜资料编辑器(LDE),只需点击File->New。

1-2 孔径、单位、视场角及波长

孔径和透镜的单位可经由System->General所弹出的对话视窗进行设罝。就孔径来说,在Aperture Type选取「Entrance Pupil Diameter」,然后在Aperture Value键入「200」,此时透镜的默认单位为mm。我们也将使用默认的视场角和波长。

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1-3 键入透镜资料

望远镜需要建构三个序列性描光的面:

l 对象,定位在无限远的距离

l 镜面表面,定位在Stop的位置

l 成像面,定位在镜面的近轴焦点上

镜面表面需在Glass这个栏键入「Mirror」。在镜面表面反射后,需改变曲率半径的符号。在Stop表面的曲率半径栏内键入-2000 mm,而厚度键入-1000 mm。

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1-4 评估系统性能

开启弥散斑(Spot Diagram),我们可将光斑尺寸与埃里斑(Airy Disk)在弥散斑上作比较。点击弥散斑中主选单上的Setting选项。在「Show Scale」的下拉式选单中选取Airy Disk,然后点击OK。

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RMS 光斑尺寸为77.6μm。埃里斑(Airy Disk)的直径文本输出部分的光斑尺寸下方,其值为6.7μm 。

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1-5 定义抛物面

我们没有满足衍射极限的原因是我们使用的是球面镜面。若要改变镜面的外型为抛物面,我们需要在LDE中表面1的Conic这一栏内键入「-1」。

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1-6 抛物型反射罩

在改变Conic值后,点击弥散斑(Spot Diagram)中主选单上的「Update」进行刷新。注意此时RMS 光斑尺寸为0.000。如此即定义出完美的几何成像点。一个衍射极限的系统,系指其整体系统性能趋近于边缘衍射效应,亦即系统的几何像差趋近于零。这样的系统应该使用衍射分析工具。

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1-7 点扩散函数

点扩散函数(PSF)是一个可用在分析衍射极限系统上,针对成像面能量扩散的分析工具。观看PSF图,点击Analysis->PSF->FFT PSF Cross Section即可。我们看到,由衍射效应所产生的影像并非是一个完美的像点,还是有能量的模糊。

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1-8 挡板

观看设计的Layout图表(在按钮列上「Lay」的按钮)。成像面是定位在入射光束的光路上,这个位置上的影像并不容易取得。任何企图在成像面捕捉影像的动作都将会阻挡许多入射的能量。一般常见的解决方法为放置一旋转面镜(Fold mirror),且与光轴夹45度的将成像光线导离光轴。不过旋转面将依旧会遮蔽部分能量。

假使您想看到入射光,可以新增一个表面在Stop之前,且距离1000 mm。在「Lay」设罝的对话框(点击右键即会跳出此对话视窗),改变显示的第一面为1 并增加较多的光线然后观看Layout图。

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1-9 增加转折面镜

欲新增转折面镜,首先我们必需定义面镜的置放位置。面镜的尺寸应该尽可能地小型化而且将影像完全导离光轴。当入射光束的直径为200 mm时,成像面最少必需在光轴上方100 mm,所以现在设罝旋转后的影像在光轴上方150 mm,因此旋转面镜必须距面镜850 mm(= 1000 mm – 150 mm)。首先改变面镜的厚度为-850 mm。在面镜与成像面之间插入一个新的表面,键入该表面厚度为-150 mm。这个新增的哑面将会被指定为使用「Add Fold Mirror」工具的旋转面镜。如此从面镜到成像面的总厚度依旧是1000 mm。

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现在点击Tools->Add Fold Mirror。设罝「旋转的面」为3然后点击OK。如此即可新增旋转面镜并将成像光束转向。您将会需要使用3D 出图(Layout)观看设计图(按钮列上的「L3d」按钮)。

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1-10 座标变换

请看LDE变化。注意新增的面包围了第二个「面镜」。

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在透镜资料编辑器,可定义所有序列性表面的资料:

l ZEMAX 只使用局部座标轴

l 每一个面的座标是藉由Z轴上每一个面的距离定义(亦即「厚度」这个栏)。

所有的面是使用局部座标来定义。ZEMAX可以评估任意面的全局座标以及与其它面的关系。ZEMAX每一个面都有其自有的局部座标系统。每个面可由下面的例子定义新的座标系统。例如:当指定一个表面的厚度(Thickness)为50 mm,则接下来的表面就会根据此表面的设罝在空间中进行定位。

座标变换是一个特殊的哑表面,用来定义相对于现在的座标系统而言的新座标系统。座标变换定义的新座标系统不仅仅只有Z轴上的移动还有X或Y轴的移动,同时也包括X,Y和Z轴的旋转。

运行旋转面镜45度,我们需要两个座标变换,而且通常是成对出现的。第一个哑表面定义座标轴旋转45度,面镜就根据此座标系统,跟新座标系统的光轴(Z轴)垂直。第二个哑表面将座标轴再旋转45度,让旋转面镜所反射的光束符合入射角等于反射角。

1-11 设罝挡板

旋转面镜对望远镜系统的性能并无影响。弥散斑(Spot Diagram)和PSF图并无改变,还有许多的方法可改善性能。注意光线从对象发出经过旋转面镜到达第一面镜,然后反射回到成像面。在真实系统中,负责引导成像离开光轴的旋转面镜将会遮蔽部分的入射光束,因为采用ZEMAX的序列性描光,因此后面的表面并不会影响前面光线追迹。为了定义这遮蔽效应以接近真实状况,我们必须置入一遮蔽平面至系统中。

我们将使用一哑的表面来做遮蔽用。请在表面1的「Surf:Type」栏上点击鼠标左键两下,开启表面1的属性对话框。选取Aperture 标签,挑选孔径型态(Aperture Type)为「Circular Obscuration」并将其最大半径设为16.7。

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1-12 挡板效果

现在的3D出图(Layout)图表将会显示光线打到旋转面镜所产生的渐晕。这遮蔽效应是由扣除光线所产生,可以基于计算看出任何方向的衍射。您可使用键盘的按键如Page Up或Page Down旋转您的出图,来观察不同的角度系统。注意MTF些微的扭曲,亦即PSF图表里的小波瓣所代表的能量扩散。这是遮蔽所导致的对比度降低。

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