反射鏡的光學

[惺芸大濕]

嘿嘿..我記得貓大的赤道儀文章還沒完封勒...
缺高橋系列啦..

[大瘋起嘻]

看來有人要偷偷整理了
到時候出書還可以掛個「陳○安/整理」

[曹大貓咪]

我恨出書啦...一想到出書,手馬上就軟了....出書是嚴格的,寫寫小作打屁是爽的...

[大瘋起嘻]

大貓您就儘量寫
出書的問題就放在一邊吧
(會有人偷偷的做)

[Skyray]

對啊～～出本書～為云云天文眾生傳道、授業、解惑一下吧～

[SIMON]

看來有人要偷偷整理了
到時候出書還可以掛個「陳○安/整理」

在這 天文 沙灘 的 台灣 的確 該出些 通俗 之 相關書籍

有幾本粉專業 的 都是 看照片 

[星空旅者]

那位搞LH折反射鏡的仁兄又跑去磨鏡子了，
這邊有提到利用光柵來檢測反射鏡，
http://www.astron.sh.cn/cgi-bin/topic.cgi?forum=2&topic=9426&show=0

光柵是用來做什麼啊??
還有那樣的照片在很多反射鏡的廣告都會提出來，
這樣代表什麼啊??要怎樣看才能看出鏡子的品質??

[惺芸大濕]

看鏡面研磨精度阿,有時會分成RGB來測,線當然越直越好嘍..
反射跟折射鏡片/面都可以用這方式測

[曹大貓咪]

星空同學好用功!問到反射鏡的檢驗方法...嗯...老貓就簡單說明一下好了...

光的干涉:光這個東西粉奇怪,在波動學說來說(就是講光是一種波動,另一種學說是說光是一種粒子,因而有所謂的光電效用的應用),光和水一樣會有波動,當手無聊在水面上碰動時,水會產生波動.如果有兩個無聊男同時拍打水面,就會在水面產生兩個漣漪,當兩個波面相遇後就產生干涉啦 ...好像 ...粉無聊的說法...
光也是一樣,但光的干涉比較"龜毛"一點,要有光的穩定干涉就必需有穩定的純光光源(意思就是說比較看得清楚啦).這純光可以是氦氖雷射光源或單色光光源照射的話比較看得清楚...

光的干涉會因兩個光的特性相同,在波面上的波峰和波谷相會產生黑暗紋.鋒相重疊則產生亮紋.若是一普通光源會因相位(色光不同,波長不同,相位並不同在一個固定位置)不一致互相干擾,產生模糊不清,以致干涉紋就看不清啦...所以使用純光在相位相同的雷射光或單光時在看干涉時就會黑白分明.干涉紋的測定是利用兩個光路的光路差產生的明暗條紋.如兩光路差為kx單光波長,產生亮紋.則(k+1/2單光波長)產生暗紋.

因這是反射鏡的干涉,在此就不再講干涉的一些物理特性.如干涉Coherence,MutualCoherence等的分別...我們直接講望遠鏡的干涉檢驗,在測定望遠鏡(反射,折射曲率)的曲率精確,正統的光學廠測定反射鏡是利用Michelson麥克森干涉計和雷射光源去測定反射鏡的干涉紋.簡單地說就是利用一塊光學平面玻璃TF(Transmission Flat口徑略等於待測的反射鏡口徑),還要一塊標準球面透鏡TS(Transmission Sphere),和一個利用雷射光源組成的人工點光源
(面光源效果不佳.雷射光是最佳的點光源).最後就是會產生的半透射和半反射倆個光路的半透光稜鏡,這個稜鏡是兩塊三稜鏡組成的.當雷射光射入這個稜鏡時會產生一半雷射光透射,另一半反射.反射雷射光路再射向待測透鏡或反射(折射)鏡,再射到標準平面鏡,最後再反射回稜鏡,此時會透過稜鏡到達觀測者的位置.因透射和反射的兩個雷射光路相遇而產生互相干涉.所以觀測者可以在稜鏡後面看到待測鏡的干涉紋.若是反射鏡或折射鏡的精度達到完美,干涉紋在平面鏡產生的像場不會變.也就是說,平面鏡的平直條紋不會因待測鏡引起條紋變形失真.但若是待測的反射鏡或折射鏡曲度誤差太大,則條紋會變形!(在牛頓環中,我們利用兩塊平面透鏡壓在一起,因為中央有空氣介質,在單光色光照射下,兩塊平面鏡上面就會看到完美的環狀干涉紋路,若是搬開"一點點"兩塊密合的平面鏡,就會因空氣厚度不一產生直條的干涉紋路啦)
這個干涉儀需要一大塊標準平面鏡和標準球面透鏡.這個標準球面透鏡在性能上必需有基準凸球面和同軸心的凹球面.凹球面這一面必需鍍上一層防反射的coating.這種干涉計可以測定折射物鏡,反射鏡和卡氏鏡光系等...
測定反射鏡的波長精度也可以利用干涉紋去測量.一般我們是利用黑條紋中心位置和鏡面邊緣的條紋產生的彎曲程度去測精度.公式是b/a x 波長/2 ( b=干涉黑紋的中央和邊緣彎曲的距離.a=黑條紋和白條紋的長度.波長為光源波長).

在業餘的干涉紋檢查是在較暗房內.利用一塊標準光學平面.一般的抬燈當光源.利用厚紙板穿一個小洞(大小約幾mm)當點光源.這個光源會在一塊呈45度斜度半透明玻璃上透射到待測鏡和平面鏡,再反射回到此斜鏡,最後透射到後面觀測點(眼睛或ccd或相機).在斜鏡和觀測位置中央,再準備一 片光柵底片.這個光柵底片為每mm幾條可透光的柵欄.若是光柵不多的話,其產生的干涉條紋不密,就看不太出鏡面的彎曲條紋.所以光柵要有適當的柵欄數目,這樣測量感度才會高些 ..觀測者就透過光柵看到平面鏡和待測鏡的干涉條紋.這些測定後產生的條紋如何去判斷鏡面的精度.除了測量干涉條紋的距離外,還可以觀察干涉紋的彎曲情況,如內外彎則表示曲面過度或修正不足.如果是用一般光源(白光).還可以看出色差情況(折射鏡)...消色差和APO的色差情況就粉明顯不同...

*光學廠在測定鏡面誤差時會利用不同色光(黃,綠,藍,紅等)去測定個色光的球面像差精度.這也是一種望遠鏡的性能表現測定.
*在日本雜誌天文指南上看到有產品販賣.標準平面鏡精度為1/8波長.口徑75-250mm可供選擇.光柵底片規格是200條/吋.半透鏡斜鏡是利用太陽觀測稜鏡,內置防雜光管路.光源透過太陽稜鏡目鏡座方向進入.價格約在1萬-8萬台幣之間..

[曹大貓咪]

                                     公告

講員老母住院.停課1星期!請各同學下星期同一時間再到儀器教室上課...             
 
                                                                                          曹大貓咪

[惺芸大濕]

學生祝師母早日康復....

[曹大貓咪]

偷一點點時間,談一下大望遠鏡...

最近有許多的大望遠鏡紛紛建立,老貓就稍為講一些這些望遠鏡的一些狀況.在二次大戰後,大望遠鏡應該屬美國巴羅馬山的5公尺反射鏡.但在70年代以後,對於大望遠鏡的圓頂內的一些亂流現象也越來越注重.一般的圓頂不論是室內還是開天窗的溫差引起的對流會影響到大氣擾動.所以使用大尺度大望遠鏡可以降低這些擾動影響,因為大的空間可以減緩這些空氣的擾動,室溫溫度變化也會較為恆定.不過在80年中期,某些大型望遠鏡和圓頂卻走向相反路線,就是將望遠鏡偷輕,望遠鏡室變小.新的理論是說,如此在打開天窗後,可以更快速達到室內外溫差恆定.智利的ESO(歐洲南方天文台)就是採用新的理論.ESO新的3.5公尺反射鏡.採用新的經緯儀兩軸同步修正追蹤恆星技術.因採用偷輕結構.許多內置裝置都外露在外,如最新的反射鏡主動傾斜補正陣列(油壓電動伺服器陣列分佈,以螺旋分佈在主鏡底部和週邊.在主動技術上,在自調性鏡面技術上更是第一次使用在二次鏡及三次鏡利用恆星擾動分析即時對應鏡面曲面補正,以修正大氣的擾動引起的波前變形.這就是主動光學Active optics和Adative optics自調性光學兩個技術的共同作用.

亞力桑納大學在大口徑的研製上更是應用在8公尺大望遠鏡.這個新的技術是在反射鏡加熱成型的粗胚上,以旋轉方式冷卻成形後的主鏡.這會造成鏡面在高熱的融解液狀態時,因旋轉慢慢形成拋物面.同時在澆鑄鏡面時,是澆入到蜂狀結構的模型中.如此就造成主鏡背部成大部份中空的狀態.在鏡面重量上不但可以大量減輕.同時空氣會在主鏡背面空間流動,如此溫差恆定快速也降低鏡面觀測時空氣擾動的干擾...

另外的亞力桑納州的MMT,就是使用6塊組成一大塊等效口徑的調整技術.使得這座MMT有6倍的集光力和解析能力.這在以前無矩陣伺服同步技術和高速電腦時是做不到的.歐洲發展出的VLT超大望遠鏡是最新一代的代表.它被安裝在置利2600公尺的高山上,計劃中為4部同口徑(8公尺)共同集中為一個光束.還有美國的亞力桑納的最新干涉方式,將兩部8公尺的反射鏡提昇到23公尺的高分解力...  待續...下次再細談大望遠鏡的基本問題.如鏡面的支撐系統和鏡面曲面的關係,大系統地平經緯儀的型態...

[曹大貓咪]

這一次講的是如何做一架反射望遠鏡(鏡筒).因為這樣的基礎是設計大型望遠鏡的啟點.這些常識和製作的經驗對於想自己改裝已有望遠鏡或計劃將來想做一架來玩玩的人而言都有幫忙的...因為都是業餘的鄉親或同好看本文.所以大型鏡的設計就越放後面啦...今天的主題:反射鏡的製作必要的計算...

近年來,許多製鏡的同好比起10多年,20多年前的前輩們幸福太多太多...以現代的眼光看,老貓認為只要郵購主鏡和斜鏡等必要零件,就可以自己設計一架望遠鏡筒.但是組裝的計算還是要靠自己的理想規格去購買接近的成品來組裝.除非是買kit,否則各部零件都要自己算計後再去下訂單...

1.倍率的視野:
實際視野和倍率的關係:

實際視野＝目鏡光學視野／倍率.所以倍率=目鏡光學視野/實際視野
目鏡光學視野＝實際視野×倍率!
 
這要清楚了ㄇ?

2.３支點式主鏡設計:適 20公分鏡的反射鏡製作 .圖一.
 
支點位置＝０．７x 主鏡直徑

3個支點含蓋鏡面,那每個支點角距是１２０度間隔
*.3個支點適合20公分以下口徑的反射鏡.

●９"浮動"主鏡支撐點設計: 這個比較複雜.每個支撐點的位置如圖二
 
外圍支撐點ＤＢ＝０．８１６x 主鏡直徑
中央支點ＤＡ＝０．６１２x主鏡直鏡
內圍支撐點ＤＣ＝０．４０８x主鏡直徑

中央支點ＤＡ(共有3個支點).每個支點間隔上１２０度間隔.等距離.
*.此款設計適合３５公分反射鏡.或是20公分主攻高倍率行星觀測的主鏡架結構.
*.35公分到60公分主鏡需要18個支撐點浮動設計,在此不列囉...

圖三為18支撐點3支點設計.
主鏡直徑Ｄ:
ＤＡ＝０．５７６Ｄ
ＤＢ＝０．８１６Ｄ
Ｔ＝０．２１１Ｄ---->(３邊相同長度的正三角形,紅色點的位置)
Ｌ＝０．３３３Ｄ---->支架長度

3個支點相隔１２０度間隔.每個支點共有３個支撐點×２個設計.3個支撐點為1個三角板為面的設計.
*.50-60公分口徑反射鏡(超薄型主鏡厚度)

3.斜鏡短径計算:
斜鏡到焦點距離L、焦比F 　

主鏡焦點成像直徑ｄｍｍ.(可達到１００％光量的反射為基準)

斜鏡短径＝Ｌ／（焦点距離／（Ｄ－ｄ））＋ｄ

例如:一反射鏡,其口径=２００ｍｍ、焦點距離=１０００ｍｍ、Ｌ＝２２５.d直径=１５ｍｍ(100%光量反射)

計算=２２５÷（１０００÷（２００－１５））＋１５＝約５６.６ｍｍ<--短徑直徑

在低倍率的廣視野需求,主攻星雲星團觀測的話 ,ｄ值要考慮為＝１０～１５ｍｍ. 若是主攻高倍率行星表面觀測為主的話 ,ｄ值＝５～１０ｍｍ較為適合.這是主攻行星觀測時,斜鏡若是有較寬的周邊光量,主要會影響到行星表面的雜光過高.以降低雜光為要.

4.斜鏡中心偏差量計算:
在焦比小的反射望遠鏡,其斜鏡中心点和主鏡光軸偏移量會越大.這是因為斜鏡傾斜45度,光路進入斜鏡時,反射鏡的中心點和斜鏡中心的垂直偏差些正.

斜鏡中心偏差量＝斜鏡短径÷(４×Ｆ).最後偏差量x1.4142 注：主鏡光軸和斜鏡中心位置的垂直方向偏差量.垂直方向為目鏡座方向.

例如斜鏡短徑９０mm、焦比Ｆ＝４.５

９０÷（４×４.５）＝９０÷１８＝５
５×１.４１４２＝約７mm.就是斜鏡中央點往目鏡座方向移7mm.
*.因為低焦比偏差的關係,目鏡座孔要往做約 2mm的位移(原主鏡和斜鏡中央重疊時,90度反射的目鏡座中央位置向鏡筒外方向偏移2mm.

5.筒外焦點計算:
筒外焦點位置＝縮短目鏡座的頂部＋２～３公分(for Or,k,HM目鏡).但這也要看一些特殊目鏡要求而定.這個就要依所使用的目鏡來決定.

[惺芸大濕]

因為國王夢到買100公分的所以特此挖出此篇仔細回味
頂~

[peter]

我想問幾個問題

1. 光學干涉 是否比電波望遠鏡干涉 難 ? 很少看到 光學干涉
   是波長太短嗎 ?   因為電波望遠鏡  如是 21cm ..望遠鏡鏡面就不必太好  所以有些 望遠鏡是鐵網 +鐵片

2. 多鏡片 光學望遠鏡  MMT, Multi-Mirror Telescopes  和單一鏡片有何不同
  單一鏡片 8m 難做 那如果 拿 30cm 併一堆 類似 Hopkins 山上的 MMT

from　　http://phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/telescopes/telescopes.html
　
　美國亞利桑那州　Hopkins 山上的 MMT　是六個 1.8 米鏡片分開之組合　相當於一 個4.5 米的單鏡片望遠鏡。
　　　　==>　這好像和 keck 不同
 
美國夏威夷州 Mauna Kea上的 Keck望遠鏡 是三十六 個1.8 米鏡片 相當於一 個10 米的單鏡片望遠鏡

有專利
US7079259
Optical alignment for a multi-mirror telescope