Astronomie

Tolérance optique du télescope par rapport à l'axe central

Tolérance optique du télescope par rapport à l'axe central


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Je rencontre parfois des télescopes/jumelles avec un diamètre d'objectif décent mais qui sont très difficiles à utiliser car ils ne fonctionnent que lorsque l'œil regarde vers le bas de l'axe central (c'est-à-dire au centre du champ) ou près de celui-ci ; si vous essayez de vous concentrer sur un objet vers le bord du champ de vision, il devient noir. Y a-t-il un nom pour cette tolérance ? Cela ne semble pas lié à la pupille de sortie, mais c'est probablement quelque chose à voir avec le dégagement oculaire - c'est-à-dire la distance de l'œil à la lentille de l'oculaire.


Optique de précision de qualité

De nombreux modèles de télescopes existent pour une grande variété d'applications. Deux familles fondamentales de conceptions émergent lorsqu'elles sont décrites par les caractéristiques de leur fonctionnement.

Systèmes afocaux : La lumière incidente sort collimatée,
Systèmes focaux : La lumière incidente est amenée directement sur une image réelle.

Au sein de chaque famille, diverses méthodes pour produire les résultats souhaités sont possibles, fournissant l'orientation de l'utilisateur potentiel dans le choix d'une approche.


Comment comprendre les diagrammes OPD

Les diagrammes de différence de chemin optique (OPD) sont la méthode moderne de description des performances des systèmes optiques (en particulier en ce qui concerne la correction des couleurs de l'optique).
Malheureusement, de nombreux fabricants publient encore des schémas de type &ldquoclassique&rdquo pour décrire leurs produits. Les exemples les plus courants sont les diagrammes ponctuels et les "courbes colorées" montrant la distance focale de différentes zones du système. Ces diagrammes ne sont plus optimaux pour les systèmes optiques modernes.

Quand les diagrammes ponctuels peuvent-ils encore être utilisés ?

Si une lentille est corrigée pour la couleur latérale hors axe et le coma hors axe (et cela peut être attendu de n'importe quelle lentille moderne) et si les membres de la lentille sont dans un groupe (les systèmes de type Petzval sont exclus), alors la performance au bord du champ est en grande partie indépendant de la conception réelle de l'objectif. Peu importe que la lentille soit à espacement d'air ou à espacement d'huile, peu importe qu'il s'agisse d'un doublet ou d'un triplet, les performances seront (surtout) similaires en bord de champ, tant que le rapport taille/focale est similaire . Pour cette raison, la publication de diagrammes hors axe pour les lentilles d'objectif n'est guère justifiée, car ce que nous y verrions est principalement un astigmatisme hors axe (natif dans les systèmes où les membres sont dans un groupe) et une courbure de champ (également une aberration native) .

Par conséquent, les correcteurs de plan focal (qui corrigent à la fois l'astigmatisme hors axe et la courbure de champ) sont pour la plupart des dispositifs universels, et seule la distance focale de l'objectif doit être prise en compte lors du choix d'un. Comme dans ce cas, les performances hors axe dépendent principalement de la conception et de la qualité du correcteur, et pour ces correcteurs (et non pour les objectifs) la publication de diagrammes hors axe serait raisonnable.

De plus, il est assez rare qu'un correcteur ait des performances limitées en diffraction au bord du champ, ainsi, une lentille APO avec un correcteur de champ n'est généralement pas un système limité en diffraction. En conséquence, l'utilisation de diagrammes ponctuels est quelque peu utile pour montrer les performances d'un correcteur (et la plupart des clients peuvent facilement interpréter un diagramme ponctuel, car ils sont couramment utilisés depuis de nombreuses décennies). Sauf dans de tels cas, les diagrammes ponctuels ne sont pas utiles pour les télescopes APO modernes.

Comment interpréter les diagrammes OPD

Sur l'axe horizontal (&ldquoX&rdquo) du diagramme OPD, il y a le diamètre de la lentille, c'est-à-dire que le côté gauche de l'axe X peut être considéré comme le côté gauche de la lentille.
Sur l'axe vertical (&ldquoY&rdquo) du diagramme, nous pouvons voir la différence de chemin optique réelle. Ceci est généralement mesuré en &ldquolambda&rdquo, c'est-à-dire la longueur d'onde de la lumière. Des courbes de couleurs différentes signifient généralement des longueurs d'onde différentes.

Si une lentille est théoriquement parfaite dans une couleur donnée (par exemple nos lentilles figurées asphériques en longueur d'onde de couleur verte), alors le diagramme correspondant à cette couleur est une ligne droite horizontale qui ne s'écarte pas de la valeur &ldquo0&rdquo dans la direction Y, ce qui signifie que la courbe est plate le long de l'axe X.

Si une couleur est défocalisée, alors sa courbe aura la forme &ldquoU&rdquo ou une &ldquoU&rdquo inversée, selon la direction de la défocalisation.
Si une lentille présente une aberration sphérique dans une couleur donnée, la courbe de cette couleur affichera une forme &ldquom&rdquo ou une &ldquom&rdquo inversée, selon qu'il y a une sphérique sous &ndash ou une sur-correction.

FIG.1 - SCHÉMA D'EXEMPLE D'OPD

FIG.2 - CORRECTION BLEU

FIG.3 - CORRECTION VIOLETTE

La définition moderne de l'apochromatisme fixe des valeurs minimales des rapports de Strehl dans différentes couleurs, en tant qu'exigences de performance pour la correction des couleurs. Le rapport de Strehl ne peut pas être vu directement dans les diagrammes OPD, mais, comme les objectifs modernes (pour la plupart) ont des erreurs sphériques dans les couleurs bleu/rouge et que l'aberration sphérique &ldquoclean&rdquo peut facilement être convertie en valeurs de Strehl, une bonne approximation consiste à vérifier les diagrammes OPD pour ces paramètres :

&ndash le diagramme OPD bleu devrait &ldquostay&rdquo dans une verticale de 1/4 lambda &ldquorange&rdquo
&ndash le diagramme OPD rouge doit &ldquostay&rdquo dans une verticale de 1/4 lambda &ldquorange&rdquo
&ndash le diagramme OPD violet doit &ldquostay&rdquo dans une verticale de 1/2 lambda &ldquorange&rdquo

Le respect de ces exigences ne prouve pas (encore) mathématiquement que l'objectif donné correspond à la définition de l'APO. Les valeurs de Strehl doivent être vérifiées pour ce faire, mais elles peuvent être facilement estimées en regardant simplement les diagrammes. Le respect de ces exigences prouve déjà que l'objectif est au minimum proche de la définition de l'APO. En d'autres termes : la différence entre un tel objectif et un &ldquoprouvé APO&rdquo est essentiellement théorique.

Pour faciliter la compréhension, nous avons marqué la partie la plus basse du diagramme OPD bleu d'un objectif de 80 mm dans le Fig.2 . La ligne bleue inférieure est placée à la partie la plus basse du diagramme bleu (au milieu de la lentille) et la ligne bleue supérieure est tracée à 0,25 lambdas au-dessus de la première. Comme le diagramme OPD bleu réel de l'objectif s'insère très facilement entre ces limites (en fait, il s'étend verticalement jusqu'à environ la moitié de la limite), l'objectif ressemble à un objectif à haute correction de couleur dont les paramètres dépassent de manière significative les exigences de la définition APO. . Le calcul de Strehl montre environ 94% de Strehl pour cet objectif, à la fois en rouge et en bleu (ce qui est bien au-dessus de la limite requise de 80%), en conclusion l'objectif est vraiment un APO hautement corrigé.

Si nous vérifions les performances de la même lentille de couleur violette (Fig.3), alors nous pouvons noter que les performances sont toujours meilleures que la limite 1/2 lambda, mais les écarts dans cette couleur approchent 80% de la limite autorisée, contrairement aux environ 50% que nous avons vus en bleu. C'est naturel pour des objectifs aussi rapides (F/6), mais heureusement, l'objectif semble être un véritable APO même en violet. Comme le calcul de Strehl montre environ 58% de Strehl, cette méthode de &ldquoquick check&rdquo semble fonctionner à nouveau.

Les diagrammes OPD que nous publions sont basés sur une fusion donnée de verre optique réel, c'est-à-dire sur les paramètres de verre mesurés que nous avons reçus de la société de fusion de verre. Certains autres fabricants publient des diagrammes basés sur les valeurs du catalogue de verre, ce qui est également une approche viable. Mais il y a une mise en garde concernant chaque fabricant de lentilles :

Les variations du verre de fonte à fonte sont en fait d'une ampleur beaucoup plus grande que les erreurs optiques de "conception" des lentilles modernes. En d'autres termes, chaque lot de verres (construit à partir d'une fusion de verre conséquente) doit être &ldquotun&rdquo pour correspondre aux paramètres optiques des verres réellement utilisés. Cela nécessite des efforts, la création d'outils supplémentaires et du temps. Certains fabricants préfèrent économiser de l'argent et du temps en ne réglant pas la correction des couleurs des objectifs, en utilisant des outils & ldquogeneric & rdquo et en espérant que la correction des couleurs sera toujours acceptable, ce qui se produit dans la plupart des cas. Ces lentilles afficheront une correction de couleur différente d'un lot à l'autre. Cela pourrait être acceptable pour les APO moins chers utilisant des lunettes moins avancées (avec des lentilles qui ne correspondent de toute façon pas à la définition de l'APO, mais si nous voulons avoir des images vraiment sans couleur, nous ne devons pas seulement examiner les performances théoriques ou la recette du verre, mais nous devrait également vérifier dans quelle mesure le fabricant peut mesurer et contrôler les aberrations chromatiques.Construire des interféromètres multicolores est devenu plus réalisable ces derniers temps, mais un fabricant sans un tel appareil pourrait difficilement fournir des lentilles avec une correction des couleurs identique.

Pal Gyulai
Concepteur optique d'optique réfractive
Télescopes CFF


GUIDE COMPLET DE CONCEPTIONS DE TÉLESCOPE

Les types de télescopes sont essentiellement 3, les réfracteurs, les réflecteurs et les télescopes composés. Les télescopes réfracteurs sont constitués de lentilles, les réflecteurs ont des miroirs et les composés ont les deux. Il n'y a pas de conception optique parfaite, donc chaque conception est plus adaptée aux sujets astronomiques spécifiques qui vont être observés, photographiés ou étudiés.

Glossaire des termes utilisés pour décrire les caractéristiques et capacités optiques d'un télescope :

Taille de l'objectif du télescope généralement référencée par la longueur de son diamètre. Une plus grande ouverture fournira une plus grande capacité de collecte de lumière et une résolution plus élevée.

Plus grande ouverture = meilleure visibilité des détails plus petits et plus faibles

Distance focale

Distance entre l'objectif et le plan focal où convergent les rayons lumineux concentrés projetant une image focalisée. La distance focale modifie le grossissement et le champ de vision d'un télescope.

Distance focale plus courte = champ de vision plus large et grossissement inférieur

Distance focale plus longue = champ de vision plus étroit et grossissement plus élevé

Rapport focal

C'est la relation proportionnelle entre la distance focale et l'ouverture d'un télescope. Calculé en divisant la distance focale par le diamètre de l'objectif. Le nombre résultant détermine la vitesse photographique. Plus le nombre est élevé, plus le nombre est lent, et plus le nombre est bas, plus vite. Également connu sous le nom de « f/nombre » ou « f/stop »

Pour collecter la même quantité de détails en photographie :

Nombre f inférieur = exposition plus courte

F/nombre plus élevé = exposition plus longue

La focale d'un télescope peut être modifiée à l'aide d'un réducteur de focale pour la raccourcir, et d'un prolongateur de focale ou barlow pour l'agrandir. En réduisant la distance focale, cela changera également le rapport focal à un nombre inférieur. L'augmentation de la distance focale augmentera également le nombre de rapport focal.

Dans l'axe: Le centre exact du champ de vision.

Hors axe: hors du centre du champ de vision.

Optique à diffraction limitée

La qualité de l'image est principalement affectée par les propriétés d'onde originales de la lumière et l'erreur d'onde résiduelle induite par les aberrations optiques est d'un quart de la longueur d'onde de la lumière ou moins.

Aberrations optiques

Sont des imperfections de la figure sur l'optique qui déforment les modèles d'onde originaux de la lumière entrante vers l'objectif. Les plus courants sont l'aberration sphérique et l'astigmatisme.

Abération sphérique

Dans cette aberration, les rayons lumineux convergents du centre et du centre de l'objectif ne se concentrent pas à la même distance sur la ligne centrale (axe optique) du plan focal, ce qui entraîne des distances de points multifocaux entre l'objectif et la focale. plan le long de l'axe optique brouillant l'image projetée.

Astigmatisme

Lorsque la lentille ou le miroir n'est pas parfaitement rond avec une figure tendant vers une forme ovale qui n'est pas symétrique en rotation, les étoiles semblent avoir une forme de «croix». L'aberration d'astigmatisme a un impact sur la netteté de l'image.

Les aberrations sphériques et d'astigmatisme affectent l'ensemble du champ de l'image, du centre exact jusqu'au bord.

Courbure du champ

C'est la courbe sphérique naturelle produite par le faisceau lumineux projeté en raison de la géométrie de la surface optique de la lentille ou des miroirs. En focalisation principale sur un capteur d'image, les rayons lumineux projetés depuis le centre de l'objectif (hors axe) seront mis au point avant d'atteindre la surface du capteur. Ce n'est pas un problème lorsque le plan focal est une surface courbe ou sphérique, comme l'œil humain. Pour cette raison, les lentilles correctrices d'aplatissement de champ sont utilisées en astrophotographie pour produire des images à champ plat.

Astrographe : Conception de télescope optimisée ou dédiée à l'astrophotographie.

Objectif d'utilisation du télescope

Pour les observations d'objets brillants tels que les planètes ou la lune, que ce soit à partir d'une zone avec ou sans pollution lumineuse, un télescope réfracteur avec un diamètre d'ouverture de 3" à 4" ou un réflecteur ou un télescope composé de 4,5" à 6" pouces de L'ouverture est plus que suffisante pour observer les planètes, la lune, les étoiles doubles ou les amas d'étoiles ouvertes.

L'observation d'objets brillants comme Jupiter, Saturne ou la Lune, n'est pas du tout affectée par la pollution produite par les lampadaires dans les villes à forte densité de population. Les réfracteurs à courte focale et les petits télescopes newtoniens ont un large champ de vision adapté aux observations d'objets lumineux de l'espace lointain à faible grossissement.

Pour les observations d'objets du ciel profond de faible luminosité, des réflecteurs newtoniens ou des télescopes composés avec des ouvertures de 8 pouces et plus sont recommandés, en particulier lorsqu'ils sont utilisés dans des endroits peu ou pas pollués par la lumière. Ces derniers télescopes à grandes ouvertures offrent également des vues spectaculaires et très détaillées des planètes et de la lune.

En ce qui concerne l'astrophotographie, les réfracteurs apochromatiques sont généralement l'un des meilleurs choix pour l'imagerie à grand champ du ciel nocturne. Les télescopes Schmidt-Cassegrains et d'autres variantes de Cassegrain sont également adaptés à l'imagerie en champ profond des galaxies lointaines, des nébuleuses et de l'astrophotographie planétaire. Certains réfracteurs apochromatiques avec conception optique Petzval comme Takahashi FSQ-106 et les télescopes Dall-Kirkham corrigés produisent un grand cercle d'image à champ plat corrigé qui peut illuminer complètement un capteur moyen format sans vignettage. Les télescopes Ritchey-Chretien sont les plus adaptés à la recherche scientifique en astronomie.

Les lentilles des télescopes réfracteurs sont généralement en verre borosilicaté. Les miroirs sur les réflecteurs et les télescopes composés sont en verre borosilicaté, sodocalcique ou pyrex avec une couche d'aluminium comme matériau réfléchissant recouvert de dioxyde de silicium pour sa protection et sa durabilité.

Les tubes optiques en fibre de carbone ont une contraction/expansion thermique réduite avec des variations de température minimisant les changements de position du point focal.

Les conceptions de télescopes les plus courantes disponibles dans le commerce aujourd'hui sont décrites en détail ci-dessous.

Lunette achromatique

Le télescope réfracteur achromatique a deux éléments de verre ou de lentille appelés couronne et silex, qui réfractent ou courbent la lumière faisant converger ses rayons pour projeter une image sur un plan focal, agrandissant ou grossissant visuellement la taille de n'importe quel objet comme une loupe pour la lecture ou l'artisanat fera . Les télescopes réfracteurs sont les plus connus de l'histoire depuis que Galileo Galilei a utilisé le réfracteur à élément unique pour son étude de la lune, de la planète Jupiter et des observations solaires. Ils sont disponibles dans le commerce de 50 mm de diamètre à 150 mm (2,4 à 6 pouces). Un télescope réfracteur est l'icône de ce que la plupart des gens appellent un télescope et à quoi il devrait ressembler. Ils ont une bonne correction de l'aberration chromatique dans les télescopes avec un rapport focal de f/12 à f/15. Cette aberration consiste en une longueur d'onde de lumière bleue/violette ne convergeant pas sur le même plan focal que les longueurs d'onde de lumière rouge et verte, ce qui entraîne des teintes bleues floues perceptibles autour d'objets brillants comme la Lune, Jupiter, Vénus et les étoiles brillantes. Les marques connues de fabricants de réfracteurs achromatiques sont Explore Scientific, Celestron, Meade, Vixen et Orion. Ils sont disponibles dans des ouvertures de 50 mm à 150 mm (2" à 6")

Lunette apochromatique

Ils offrent une correction nettement meilleure de l'aberration chromatique que les réfracteurs achromatiques grâce à un élément en verre à très faible dispersion, traditionnellement composé de fluorure de calcium, appelé « fluorite ». La correction de couleur substantielle est effectuée en réduisant la différence d'indice de réfraction du spectre de longueur d'onde bleue liée aux spectres de longueur d'onde rouge et verte se concentrant sur le même plan focal. Les halos bleus ou violets sur les objets brillants tels que la lune ou les planètes ne sont pas perceptibles, même dans les télescopes avec un rapport focal moyen ou rapide (f/5 à f/7). Ils peuvent avoir 2 éléments (doublet) ou 3 éléments (triplet). Les meilleurs télescopes apochromatiques ont généralement trois éléments avec un élément en verre à très faible dispersion pris en sandwich entre les deux autres éléments en verre. Les fabricants connus de réfracteurs apochromatiques sont Explore Scientific, Meade, Stellarvue, Sky-Watcher, Takahashi, William Optics, etc. Généralement disponibles dans des ouvertures de 50 mm à 165 mm. (2" à 6,5")

Les réfracteurs apochromatiques offrent des vues de la meilleure qualité avec le contraste le plus élevé que toute autre conception de télescope.

Conception de réfracteur Petzval

Est un astrographe réfracteur quadruplet avec deux groupes d'éléments avant et deux groupes d'éléments arrière. Lorsqu'un ou deux des éléments optiques sont en fluorite ou en verre ED, la correction globale des couleurs permet d'obtenir des performances apochromatiques complètes. Il est hautement corrigé pour réduire les aberrations sphériques et d'astigmatisme avec un rapport focal rapide (généralement autour de f/5) produisant un grand cercle d'image avec une courbure de champ aplatie. Le Takahashi FSQ-106 est l'astrographe à réfracteur rapide le plus connu avec cette conception optique. Le William Optics Red Cat a également la configuration d'objectif Petzval.

Télescope réfracteur solaire

Les télescopes solaires réfracteurs sont des réfracteurs achromatiques dédiés à l'observation et à la photographie du soleil, qui peuvent avoir un ou deux filtres solaires étalon intégrés dans le tube optique, un devant l'objectif et un avant le plan focal. Etalon est un filtre composé d'un ou deux cristaux plats avec 2 surfaces réfléchissantes qui dévient un pourcentage important du spectre lumineux. Ils sont conçus pour isoler et transmettre une bande passante étroite correspondant à une longueur d'onde spécifique pour l'émission d'hydrogène alpha. Avec ce télescope, il est possible de voir les taches solaires, les protubérances, les filaments, les granulations et les éruptions. Ils sont principalement fabriqués par les marques Meade Coronado, Lunt et DayStar.

  • Trajectoire lumineux non obstrué pour des vues à contraste plus élevé que les réflecteurs et les télescopes composés
  • Étoiles rondes sans pointes de diffraction par rapport aux newtoniens ou autres réflecteurs Cassegrain
  • Meilleure conception de télescope pour les observations lunaires, planétaires et doubles étoiles
  • Bien adapté aux observations terrestres en tant que longue-vue
  • Les réfracteurs apochromatiques offrent des vues de la meilleure qualité avec le contraste le plus élevé
  • Excellent pour les observations à grand champ et l'astrophotographie
  • Ne nécessitera pratiquement jamais de collimation optique (sur les modèles collimatables uniquement) si le tube optique a été gravement échappé ou heurté
  • Des réducteurs ou des aplatisseurs de champ dédiés sont généralement disponibles auprès du même fabricant de télescopes ou de marques tierces. Convient généralement aux capteurs d'imagerie plein format.
  • Les lentilles des réfracteurs ne nécessitent pas de revêtement comme les miroirs des réflecteurs le font généralement après 10 ans
  • Aucun problème de décalage/flop de miroir
  • Meilleur choix que les télescopes newtoniens pour les grandes caméras couleur ou l'imagerie monochrome avec roues à filtres car le porte-oculaire est installé à l'arrière du tube optique avec un meilleur équilibre
  • Le coût par pouce d'ouverture le plus élevé parmi tous les modèles de télescopes
  • En raison de la conception optique la plus coûteuse et de la difficulté à fabriquer, les réfracteurs sont limités dans les ouvertures généralement jusqu'à 6 pouces
  • Parce que la limitation d'ouverture est moins appropriée pour les observations d'objets du ciel profond faibles comme les galaxies et les nébuleuses lointaines
  • Tubes optiques plus longs et plus lourds que les télescopes newtoniens et Schmidt-Cassegrain de la même taille d'ouverture
  • La rosée a tendance à se former sur la lentille de l'objectif dans les environnements humides. Des appareils de chauffage peuvent être nécessaires pour réduire ou éliminer la condensation
  • Problèmes de courant de tube sur les changements de température importants avec des ouvertures plus grandes. Prend plus de temps pour atteindre l'équilibre thermique (refroidissement) que les télescopes newtoniens ou d'autres réflecteurs à tube ouvert en raison de la conception à tube fermé
  • Position de visionnement de l'oculaire de bas niveau inconfortable lorsqu'il est pointé vers le haut avec des réfracteurs à longue focale
  • Avec des distances focales supérieures à 1000 mm, le tube optique peut nécessiter une extension de pilier de trépied pour éviter la limitation de la plage de mouvements avec les pieds du trépied
  • Les télescopes solaires dédiés aux réfracteurs ne peuvent être utilisés que pour voir et photographier le soleil
  • Les réfracteurs à tube court peuvent nécessiter des blocs de colonnes montantes pour éviter l'obstruction de la caméra ou du train d'imagerie avec la queue d'aronde du tube optique

réflecteur newtonien

Inventé par Sir Isaac Newton en 1668, le père de la théorie de la gravité et de la mécanique céleste, il se compose d'un miroir primaire concave (formé vers l'intérieur) de figure sphérique ou parabolique qui reflète la lumière grossissant, agrandissant ou "Zoomer" l'image comme ces miroirs grossissants que les femmes utilisent pour nettoyer le visage et se maquiller. Les rayons lumineux réfléchis par le miroir primaire convergent vers un plan focal projetant une image à travers la réflexion d'un autre miroir secondaire plat placé sur le trajet de la lumière étant maintenu par une structure à 3 ou 4 ailettes. Ce miroir secondaire dirige la lumière à un angle de 90 ° vers le tube de mise au point où est fixé un oculaire pour l'observation ou une caméra pour l'astrophotographie. Disponible entre 3 et 12 pouces de diamètre d'ouverture (76 mm à 305 mm) à utiliser avec les montures Alt-Az (petites ouvertures) et les montures équatoriales (astrographes jusqu'à 12" f/4). Les télescopes newtoniens avec montures Dobson ont un diamètre d'ouverture compris entre 4,5 et 25 pouces (114 mm à 635 mm). Les noms de marque courants des télescopes newtoniens sont Celestron, Meade, Orion et Sky-Watcher.

  • Le meilleur rapport qualité-prix avec le coût le plus bas par pouce d'ouverture
  • Significativement mieux pour les observations d'objets du ciel profond faibles que les télescopes réfracteurs car la disponibilité des plus grandes ouvertures
  • Absence d'aberration chromatique (Zéro aberration chromatique sans lentille relais ni correcteurs)
  • Tube optique un peu plus court que les télescopes réfracteurs
  • Refroidissement plus rapide grâce à la conception à tube optique ouvert par rapport aux réfracteurs et aux télescopes composés
  • Problèmes de rosée considérablement réduits car il n'y a pas d'éléments en verre à l'ouverture du tube optique
  • Champ de vision plus large que les télescopes Schmidt-Cassegrain et autres variantes de Cassegrain
  • Avec des rapports de focale généralement rapides (f/4 à f/6), un réducteur de focale n'est pas nécessaire pour raccourcir la durée d'exposition pour l'astrophotographie du ciel profond
  • Imagerie F/4 Les newtoniens sont le meilleur rapport qualité-prix pour l'astrophotographie. Avec un correcteur de coma conviennent aux capteurs d'imagerie plein format
  • Étant des télescopes rapides, sont également une excellente valeur pour EAA (Video Astronomy)
  • Déplacement du miroir réduit par rapport aux télescopes Schmidt-Cassegrain et Maksutov-Cassegrain car le miroir primaire est fixé à la cellule arrière du tube optique
  • Disponible dans des tubes en treillis en fibre de carbone à structure de tube optique ouverte, pour un refroidissement encore plus rapide et une contraction/expansion thermique réduite avec des variations de température minimisant les changements de position du plan focal
  • Réduction du contraste due à l'obstruction centrale de l'objectif causée par le miroir secondaire
  • Effet de pointes de diffraction visible sur les étoiles causé par la structure des ailettes d'araignée du miroir secondaire
  • Les télescopes newtoniens nécessitent une collimation fréquente des miroirs s'ils sont souvent transportés vers des lieux d'observation du ciel sombre. Lors de l'expédition, la plupart du temps arrive avec les miroirs hors collimation.
  • Sujet à une aberration de coma où les étoiles du centre vers le bord du champ de vision ont une forme «cométaire». Cette aberration est plus visible avec f/6 et des rapports focaux plus rapides
  • Ne convient généralement pas aux observations terrestres en raison de l'image inversée à l'envers et à l'envers
  • Position de visionnement inconfortable de l'oculaire de bas niveau lorsqu'il est pointé plus bas vers l'horizon avec des montures dobsoniennes
  • Les télescopes newtoniens d'une ouverture supérieure à 12" ou 16" nécessiteront une échelle pour observer à travers l'oculaire lorsqu'ils pointent vers le haut
  • Tubes optiques nettement plus longs que les télescopes Schmidt-Cassegrain et autres variantes de Cassegrain.
  • La conception du tube optique ouvert expose les miroirs à la poussière et à l'humidité
  • Taux de réflectivité réduit après 10 ans. Finalement, après cette période, un service de revêtement des miroirs peut être nécessaire.
  • Nécessite un correcteur de coma pour un cercle d'image à champ plat en astrophotographie du ciel profond
  • Extension focale 3X à 5X requise pour l'imagerie planétaire
  • Problèmes de déséquilibre du tube optique lors de l'imagerie avec une grande caméra ou de longs trains d'imagerie. Peut nécessiter des contrepoids supplémentaires pour que le tube optique équilibre correctement l'axe de déclinaison de la monture

Maksutov-Newtonien

Ce télescope est essentiellement un réflecteur newtonien, incorporant la lentille de correction maksutov concave qui maintient le miroir secondaire. Il a généralement un rapport focal f/5 rapide et offre un champ de vision large et sensiblement corrigé et offre un contraste élevé dans les observations d'étoiles planétaires et doubles assez similaire à un télescope réfracteur apochromatique. Pour l'Astrophotographie, un correcteur de coma n'est pas obligatoire pour aplatir le cercle de l'image car l'objectif correcteur Maksutov réduit déjà le coma et les aberrations sphériques. En raison de la difficulté de fabrication de l'objectif correcteur Maksutov, les Maksutov-Newtoniens ne sont généralement disponibles qu'en 6 ou 7,5 pouces (150 mm ou 190 mm) de diamètre d'ouverture chez Sky-Watcher, Explore Scientific et Orion.

  • Imite les vues du réfracteur apochromatique avec un excellent contraste sur les observations lunaires et planétaires pour une fraction du coût
  • Large champ riche corrigé, idéal pour les observations de grands objets de l'espace lointain et d'amas d'étoiles ouverts
  • Réduction des aberrations sphériques et de la coma. Aucun correcteur de coma nécessaire pour l'astrophotographie dans l'espace lointain
  • Comme les réfracteurs, les étoiles semblent rondes sans pointes de diffraction par rapport aux newtoniens ou aux autres télescopes à réflecteurs Cassegrain
  • La conception du tube fermé protège les miroirs du télescope contre la poussière et l'humidité
  • Les télescopes Maksutov-Newton sont limités dans la disponibilité des ouvertures jusqu'à 7,5 pouces
  • Plus cher que les télescopes newtoniens
  • De la rosée a tendance à se former sur la lentille du correcteur dans les environnements humides. Un pare-buée et des radiateurs sont nécessaires pour réduire ou éliminer la condensation
  • Problèmes de courant de tube sur les changements de température importants. Prend plus de temps pour atteindre l'équilibre thermique (refroidissement) que les télescopes newtoniens ou d'autres réflecteurs à tube ouvert en raison de la conception à tube fermé

Conceptions de télescopes à base de Cassegrain

La conception originale du réflecteur Cassegrain a été attribuée à Laurent Cassegrain de France en 1672. La conception des télescopes à base de Cassegrain a un miroir primaire concave (formé vers l'intérieur) (qui "Zoome" ou agrandit l'image) faisant converger les rayons lumineux avec un rapport focal de f/2 à f/2,5 et un miroir secondaire convexe (formé vers l'extérieur) avec un rapport focal de f/4 à f/5. Le miroir secondaire « agrandit » l'image en faisant diverger les rayons lumineux pour augmenter la distance focale effective du télescope, tout comme les rétroviseurs latéraux des voitures avec l'avertissement « Les objets dans le miroir sont plus proches qu'ils n'y paraissent ». Les miroirs primaire et secondaire sont carrés face l'un à l'autre frontalement. Le miroir secondaire réfléchit la lumière concentrée du miroir primaire perpendiculairement à travers un trou dans le même miroir primaire et le plan focal est derrière celui-ci.

Les télescopes à base de Cassegrain partagent ces avantages et inconvénients communs :

  • Tube optique très compact grâce à la conception de réflexion du chemin lumineux «plié»
  • Avoir une longue focale est excellent pour les observations d'étoiles lunaires, planétaires et doubles et pour l'astrophotographie avec une grande taille angulaire
  • Bien adapté aux observations en champ profond et à l'astrophotographie de petits objets faibles comme les galaxies lointaines et les nébuleuses en raison de la disponibilité des grandes ouvertures et de la longue distance focale
  • Coût par pouce d'ouverture inférieur à celui des télescopes réfracteurs
  • Position d'observation confortable du niveau de l'oculaire lorsque vous pointez dans n'importe quelle direction (droit ou vers l'horizon)
  • Meilleur choix que les télescopes newtoniens pour l'imagerie avec de grandes caméras couleur ou des caméras monochromes avec roues à filtres car le porte-oculaire est installé à l'extrémité arrière du tube optique avec un meilleur équilibre
  • Réduction du contraste due à l'obstruction centrale de l'objectif causée par le miroir secondaire
  • Champ de vision plus étroit que les télescopes newtoniens et réfracteurs car la distance focale plus longue
  • Avec des rapports de focale généralement lents, un réducteur de focale est nécessaire pour raccourcir la durée d'exposition de l'astrophotographie
  • Coût par pouce d'ouverture plus élevé que les télescopes newtoniens car le miroir secondaire incurvé est plus difficile à comprendre qu'un miroir plat
  • Peut nécessiter une collimation occasionnelle ou fréquente des miroirs s'ils sont souvent transportés vers des lieux d'observation du ciel sombre
  • Taux de réflectivité réduit après 10 ans. Finalement, après cette période, un service de revêtement des miroirs peut être nécessaire.

Schmidt-Cassegrain

Ils sont constitués d'une plaque de correction et de miroirs. Les télescopes composés les plus populaires sont la conception Schmidt-Cassegrain, une variante du télescope à réflecteur Cassegrain avec une plaque de correction Schmidt. Ils comportent généralement un miroir primaire sphérique ou parabolique et un miroir secondaire sphérique. La plaque de correction a une figure asphérique et contient également le miroir secondaire. Le rapport focal d'un télescope Schmidt-Cassegrain est généralement de f/10, et sa plaque de correction réduit l'aberration sphérique en lumière verte, qui est le spectre de longueur d'onde le plus visible pour la sensibilité de l'œil humain. Ces télescopes sont généralement disponibles avec des ouvertures de 5 à 14 pouces des marques Celestron et Meade.

  • Conception la plus polyvalente en tant que télescope 3 en 1 avec Hyperstar (f/2) pour l'astrophotographie à grand champ, f/6.3-f/7 pour les observations de l'espace lointain et l'astrophotographie et f/10 pour les observations terrestres, planétaires/de l'espace lointain et l'astrophotographie
  • Plus d'accessoires disponibles pour les observations et l'astrophotographie que tout autre modèle de télescope
  • Comme les réfracteurs, les étoiles semblent rondes sans pointes de diffraction par rapport aux télescopes newtoniens ou autres réflecteurs Cassegrain
  • Les modèles haut de gamme ont des correcteurs intégrés pour un champ de vision plat sans coma adapté aux capteurs plein format
  • Des réducteurs dédiés sont disponibles auprès du même fabricant de télescopes
  • La conception du tube fermé protège les miroirs du télescope contre la poussière et l'humidité
  • Miroir décalé ou flop car la mise au point est obtenue en déplaçant le miroir principal
  • De la rosée a tendance à se former sur la vitre du correcteur dans les environnements humides. Un pare-buée et des radiateurs sont nécessaires pour réduire ou éliminer la condensation
  • Problèmes de courant de tube sur les changements de température importants. Prend plus de temps pour atteindre l'équilibre thermique (refroidissement) que les télescopes newtoniens ou d'autres réflecteurs à tube ouvert en raison de la conception à tube fermé
  • Les Schmidt-Cassegrains standard présentent une aberration de coma sur l'imagerie à foyer principal et le cercle d'image projeté ne convient pas aux caméras à capteur plein format

Maksutov-Cassegrain

Une autre variante du réflecteur Cassegrain est le Maksutov-Cassegrain. Il intègre la plaque de correction sphérique concave et négative qui corrige les aberrations sphériques et de coma, et son rapport focal est généralement de f/12 ou f/15. Dans le télescope Maksutov-Cassegrain, le miroir secondaire convexe n'est qu'un point aluminisé au centre de la plaque de correction. La plaque correctrice Maksutov est difficile à fabriquer en grandes tailles. Ces télescopes sont généralement disponibles avec des ouvertures de 3,5 à 7 pouces.

  • Tube optique le plus compact parmi tous les modèles de télescopes. Idéal pour la portabilité du sac à dos.
  • Bien adapté aux observations terrestres en tant que longue-vue
  • Comme les réfracteurs, les étoiles semblent rondes sans pointes de diffraction par rapport aux télescopes newtoniens ou autres réflecteurs Cassegrain sans plaque de correction
  • Sont pour la plupart sans collimation avec les éléments optiques alignés en usine
  • La conception du tube fermé protège les miroirs du télescope contre la poussière et l'humidité
  • Les télescopes Maksutov-Cassegrain sont limités dans la disponibilité des ouvertures jusqu'à 7 pouces
  • Miroir décalé ou flop car la mise au point est obtenue en déplaçant le miroir principal
  • De la rosée a tendance à se former sur la lentille du correcteur dans les environnements humides. Un pare-buée et des radiateurs sont nécessaires pour réduire ou éliminer la condensation
  • Problèmes de courant de tube sur les changements de température importants. Prend plus de temps pour atteindre l'équilibre thermique (refroidissement) que les télescopes newtoniens ou d'autres réflecteurs à tube ouvert en raison de la conception à tube fermé
  • Rapport focal natif plus lent que les télescopes Schmidt-Cassegrain
  • Aucun réducteur dédié disponible chez le même fabricant de télescope
  • Le cercle d'image projeté au foyer principal ne convient pas aux caméras à capteur plein format

Télescope Ritchey-Chrétien

Il a été développé par les astronomes George Willis Ritchey et Henri Chrétien au début des années 1910. Cette conception est une variante du télescope à réflecteur Cassegrain avec des miroirs hyperboliques primaires et secondaires avec généralement des rapports focaux natifs f/8 ou f/9. Il est hautement corrigé pour l'aberration sphérique et le coma. Le télescope Ritchey-Chrétien est la conception optique la plus choisie par les observatoires professionnels pour la recherche scientifique astronomique. Les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer sont configurés avec la conception optique Ritchey-Chretien. Disponible dans le commerce dans des ouvertures de 6 pouces à 24 pouces.

  • Excellentes performances d'astrophotographie avec un champ de vision sans coma adapté aux caméras à capteur plein format
  • Convient pour l'astrométrie, la photométrie et la spectroscopie
  • Rapport focal natif plus rapide que le télescope Schmidt-Cassegrain f/10 typique
  • Zéro aberration chromatique sans aucun élément de réfraction comme les lentilles réductrices/correctrices
  • Lecture la plus précise de la recherche de spectre de longueur d'onde de lumière ultraviolette à infrarouge sur une configuration d'imagerie de capteur pur miroir à monochrome
  • Sensibilité infrarouge accrue sur les miroirs des télescopes Ritchey-Chretien avec des revêtements dorés
  • Problèmes de rosée considérablement réduits car il n'y a pas d'éléments en verre à l'ouverture du tube optique
  • Déplacement du miroir réduit par rapport aux télescopes Schmidt-Cassegrain et Maksutov-Cassegrain car le miroir primaire est fixé à la cellule arrière du tube optique
  • Refroidissement plus rapide grâce à la conception à tube optique ouvert par rapport aux réfracteurs et aux télescopes composés
  • Disponible dans des tubes en treillis en fibre de carbone à structure de tube optique ouverte, pour un refroidissement encore plus rapide et une contraction/expansion thermique réduite avec des variations de température minimisant les changements de position du plan focal.
  • Moins adapté aux observations en raison de la grande obstruction centrale (plus de 45% en diamètre)
  • Plus lourd que les télescopes Schmidt-Cassegrain en raison de la plus grande taille du miroir secondaire et de la structure de support. De plus, le dispositif de mise au point externe ajoute un poids supplémentaire.
  • Exige une collimation parfaite ou presque parfaite. Un léger désalignement des miroirs aura un impact significatif sur les performances optiques car la tolérance serrée de l'axe optique du miroir secondaire
  • Effet de pointes de diffraction visible sur les étoiles causé par la structure des ailettes d'araignée du miroir secondaire
  • La courbure du champ du cercle d'image n'est pas aplatie en raison de l'absence d'objectif d'aplatissement de champ intégré
  • Pas de réducteurs ou d'aplatisseurs de champ dédiés disponibles auprès du même fabricant de télescopes
  • La conception du tube optique ouvert expose les miroirs à la poussière et à l'humidité

Télescope Dall-Kirkham (CDK) corrigé

Le télescope CDK a un miroir primaire elliptique, un miroir secondaire sphérique et un groupe de lentilles correcteurs près du plan focal. Cette configuration de conception optique fournit une image exempte de coma et d'astigmatisme hors axe avec un champ plat. Le champ corrigé est considérablement plus grand que le télescope Ritchey-Chretien sans lentille correctrice. Le rapport focal natif est généralement supérieur à f/7 à f/8. Les télescopes connus avec cette conception optique sont Hubble Optics CDK, Planewave et Takahashi Mewlon. Disponible dans des ouvertures de 10 pouces à 1 mètre.


Tolérance optique du télescope à partir de l'axe central - Astronomie

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Conception optique d'un système de télescope diffractif basé sur un miroir à trois axes hors axe

Chuanwang He, 1,2 Peng Huang, 1,2 Xiaochun Dong, 1 Bin Fan 1

1 Institut d'optique et d'électronique (Chine)
2 Univ. de l'Académie chinoise des sciences (Chine)

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Le télescope à diffraction présente les avantages d'une tolérance légère et lâche, il peut donc devenir le télescope spatial de prochaine génération. Afin de ne réaliser aucun obscurcissement central, structure compacte et grand champ de vision (FOV), le miroir à trois axes hors axe est utilisé comme oculaire dans le système de télescope diffractif. Selon la théorie achromatique de Schupmann, un exemple de conception optique de télescope à diffraction avec une ouverture de 0,8 m de l'objectif, 0,46

Une bande passante spectrale de 0,54&mum et un FOV de 0,08° sont présentés. En utilisant la fonction de rupture de coordonnées dans le logiciel de conception optique ZEMAX, un système de télescope diffractif non obscurci basé sur un oculaire à trois miroirs hors axe est réalisé. Après des paramètres de structure d'origine optimisés, le système de télescope diffractif a de bonnes performances avec une longueur totale courte de 39,1 m. Ici, à la fréquence spatiale de 50 lp/mm, les valeurs de la fonction de transfert de modulation (MTF) dans le FOV complet sont supérieures à 0,574. De plus, les valeurs du rayon RMS sont inférieures au diamètre du rayon aéré. Les résultats optimisés montrent clairement que le système est achromatique et que la qualité d'imagerie est limitée par la diffraction proche.

© (2019) COPYRIGHT Société des ingénieurs en instrumentation photo-optique (SPIE).Le téléchargement du résumé est autorisé pour un usage personnel uniquement.


PlaneWave 24 pouces F/6.5 CDK avec miroirs en silice fondue et radiateurs Delta-T

Créé pour répondre aux exigences de l'imageur sérieux et de l'observateur visuel, le PlaneWave CDK est un nouveau système optique révolutionnaire de télescope inventé par Dave Rowe. Offert à un prix sans précédent pour un télescope de cette qualité et de cette ouverture, l'objectif de la conception était de créer un télescope astrographique abordable avec un plan d'imagerie suffisamment grand pour tirer parti des caméras CCD grand format d'aujourd'hui. La conception CDK dépasse de loin les performances hors axe de la plupart des conceptions de télescopes commerciaux, y compris le Ritchey Chrétien.

Les tailles de spot RMS au bord d'un cadre de 35 mm restent plus petites qu'un seul pixel sur les caméras CCD les plus avancées disponibles pour les amateurs aujourd'hui. La plupart des images du télescope se dégradent lorsque vous vous déplacez hors axe à partir du coma, de l'astigmatisme hors axe ou de la courbure du champ. La conception CDK ne souffre d'aucun de ces problèmes.

Le CDK est sans coma, n'a pas d'astigmatisme hors axe et a un champ plat. Le design est une solution simple et élégante aux problèmes posés ci-dessus. Le CDK se compose de trois composants : un miroir primaire ellipsoïdal, un miroir secondaire sphérique et un groupe de lentilles. Tous ces composants sont optimisés pour fonctionner de concert afin de créer de superbes étoiles ponctuelles sur l'ensemble du plan d'image de 70 mm.

L'une des caractéristiques uniques de la conception CDK est sa facilité de collimation et sa tolérance de centrage réalisable pour un télescope de sa catégorie. Cette facilité d'alignement et de collimation garantit à l'utilisateur d'obtenir les meilleures performances possibles du télescope, chaque nuit. Le résultat final au niveau du plan image de la conception CDK est de repérer les étoiles du centre du champ de vision jusqu'au coin du champ de vision.

Comparaison : CDK contre Ritchey Chrétien

La conception de Ritchey a été popularisée en tant que télescope d'astro-imagerie en raison de son utilisation dans de nombreux observatoires professionnels. Bien que très difficile et coûteux à fabriquer et à aligner, le Ritchey réussit à éliminer bon nombre des problèmes qui affectent de nombreuses autres conceptions, à savoir le coma hors axe. Cependant, le Ritchey ne fait rien pour éliminer les effets néfastes de l'astigmatisme hors axe et de la courbure du champ.

La conception CDK s'attaque au problème du coma hors axe en intégrant une paire de lentilles correctrices dans une conception à deux miroirs. La beauté est que cette conception corrige également l'astigmatisme et la courbure du champ. Parce que les lentilles sont relativement proches du plan focal (contrairement à la plaque de correction Schmidt trouvée dans divers modèles Schmidt-Cassegrain), et parce que ces lentilles fonctionnent ensemble comme un doublet, il n'y a pas d'aberration chromatique. Le CDK offre un large champ de vision plat et sans aberration qui permet à l'utilisateur de tirer pleinement parti des très grandes caméras à puce d'imagerie sur le marché aujourd'hui.

Avoir une conception de télescope sans aberration ne signifie rien si l'optique ne peut pas être alignée correctement. De nombreux propriétaires de Ritchey ne tirent jamais pleinement parti des performances de leur instrument car le Ritchey est très difficile à collimater. L'alignement de l'axe optique du miroir secondaire hyperbolique sur l'axe optique du miroir primaire est essentiel dans la conception Ritchey, et les tolérances sont impitoyables. Le miroir secondaire de la conception CDK est sphérique. Il n'a pas d'axe optique et donc la tolérance de centrage du miroir secondaire CDK est comparativement énorme. À l'aide d'outils très simples, l'utilisateur de CDK pourra définir l'espacement secondaire, collimater l'optique et commencer à profiter de tout le potentiel de performance que l'instrument a à offrir en quelques minutes.

Dans la comparaison ci-dessus, la différence drastique de performances entre le CDK et le RC est apparente. Le plus gros composant qui dégrade les performances hors axe du RC est la défocalisation due à la courbure du champ. Dans de nombreux diagrammes présentés par les fabricants de RC, les diagrammes sont plus beaux que cela car ils montrent un champ courbe. C'est très bien pour une utilisation visuelle car l'œil peut compenser une certaine courbure du champ. Mais les matrices CCD sont plates et donc, afin d'évaluer les performances des diagrammes ponctuels et/ou des simulations de diffraction, il faut un champ plat.


Tolérance optique du télescope à partir de l'axe central - Astronomie

Conductivité thermique, W/(m K)

Q : Comment puis-je être sûr que les optiques RCOS sont excellentes ?
UNE: Chaque télescope RCOS est fourni avec un interférogramme et une analyse de front d'onde qui décrivent objectivement la précision de chaque ensemble optique. Les ensembles optiques sont fabriqués par Star Instruments (USA) qui fournit également des optiques d'observatoire professionnelles à des fabricants tels que DFM Engineering et Optical Guidence Systems Inc. Nous certifions chaque ensemble optique. De nombreux fabricants de production de masse ne fournissent tout simplement AUCUNE donnée et se fient simplement à leurs services juridiques et publicitaires.

Q : Qu'en est-il des avantages de la conception RC d'un point de vue visuel, CCD et photographique ?
UNE: Le Ritchey-Chretien a été conçu à l'origine spécifiquement comme un instrument photographique. Son large champ libre de coma est avantageux pour toute application. Surtout avec les films moyen format et les caméras CCD à large matrice haute résolution. Visuellement, l'image ressemble un peu à un réfracteur, avec des étoiles pointues au bord du champ. Malgré la grande obstruction secondaire, les images planétaires sont très nettes, en raison de l'excellente figure et du polissage de toutes les optiques RCOS.

Q : Pourquoi utiliser un porte-oculaire secondaire ?
UNE: La plupart des SCT réalisent la mise au point en déplaçant leurs miroirs primaires. Bien que cela permette une large plage de mise au point, cela confère également un basculement du miroir et un décalage de champ lorsque le télescope est déplacé ou mis au point. Le porte-oculaire secondaire de tous les télescopes RCOS utilise des roulements de très haute précision pour conférer un décalage d'image nul sur une plage de mise au point tout aussi large. Comme le primaire est maintenu en place de manière rigide, il n'y a pas de basculement du miroir ou de décalage de champ.

Q : Puis-je utiliser un réducteur F/6.3 ou F/3.3 ?
UNE: Nous recommandons le télécompresseur Astro Physics .75X. D'autres marques de réducteur de focale (par exemple Celestron et Meade) provoqueront un vignettage modeste qui peut être supprimé par un cadre plat CCD précis, mais serait difficile à supprimer d'une image photographique.

Q : Utilise-t-il des chicanes ?
UNE: Les miroirs primaire et secondaire sont tous les deux déroutés. Le déflecteur principal a des arrêts de lumière internes.

Q : Les optiques sont-elles revêtues ?
UNE: Étant donné que les revêtements et les applications peuvent être variés, c'est à vous de choisir le type de revêtements et la société à utiliser. Si demandé, nous serons heureux de faire des suggestions.

Q : Pourquoi les ventilateurs de refroidissement sont-ils nécessaires ?
UNE: L'accumulation de chaleur dans n'importe quel ensemble d'optiques provoquera des courants d'air thermiques qui peuvent gravement déformer l'image vue à travers le télescope. Les télescopes RCOS ont des ventilateurs de refroidissement qui aspirent doucement l'air ambiant à travers le télescope pour annuler tout effet de courant d'air thermique.

Q : Pourquoi utiliser un assemblage de tube en fibre de carbone ?
UNE: La fibre de carbone a d'excellentes propriétés thermiques et de résistance pour le poids qui en font un matériau idéal pour les assemblages de tubes de télescope. Le tube en carbone a une dilatation et une contraction thermiques nettement inférieures à celles d'un tube en aluminium, tout en ne pesant qu'une fraction d'un assemblage en métal ou en sonotube (c'est-à-dire en carton) également rigide. En conséquence, le télescope ne s'affaissera pas ou ne perdra pas l'alignement sous différentes orientations ou ne changera pas la mise au point lorsque la température change pendant une observation nocturne.

Noter : certains fabricants de SCT utilisent désormais des tubes extérieurs en fibre de carbone, mais toujours monter et déplacer complètement leurs miroirs le long d'un tube déflecteur en aluminium, annulant totalement tous les avantages d'un assemblage de tubes en composite de carbone.

Prix :
Le plus petit télescope de la gamme RCOS (250 mm) coûte environ le double de celui d'un Schmidt Cassegrainian 14" (environ 25 000 $ A) 000), tout en offrant une optique, un suivi des instruments, un pointage et une stabilité largement supérieurs.

Cependant, les prix exacts sont indiqués par instrument et varieront entre $A et $US au moment de la commande.

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La conception optique CDK

Le télescope CDK [Corrigé Dall-Kirkham] est basé sur une nouvelle conception optique développée par Dave Rowe. L'objectif de la conception est de fabriquer un télescope astrographique abordable avec un plan d'imagerie suffisamment grand pour tirer parti des caméras CCD grand format d'aujourd'hui. La plupart des images du télescope se dégradent lorsque vous vous déplacez hors axe à partir du coma, de l'astigmatisme hors axe ou de la courbure du champ. La conception CDK ne souffre d'aucun de ces problèmes. Le résultat final est un télescope exempt de coma hors axe, d'astigmatisme hors axe et de courbure de champ, produisant un champ parfaitement plat jusqu'au bord d'un cercle d'image de 52 mm. Cela signifie repérer les étoiles
du centre vers le coin du champ de vision.

Le design est une solution simple et élégante aux problèmes posés ci-dessus. Le CDK se compose de trois éléments :

Tous ces composants sont optimisés pour fonctionner de concert afin de créer de superbes étoiles ponctuelles sur l'ensemble du plan image de 52 à 70 mm.

Performances optiques

À ce stade, nous allons vous montrer deux schémas, pour vous convaincre de la haute qualité d'image du CDK20. Le premier est une simulation de diffraction et le second est un diagramme ponctuel. Dans la simulation de diffraction, les images d'étoiles sur l'axe et hors axe sont presque identiques. Dans le
diagramme de spot 21 mm hors axe la taille du spot est un incroyable diamètre RMS de 6 microns. Pour un hors axe de 26 mm, un cercle d'image de 52 mm, la taille du spot RMS est de 11 microns. Cela signifie que les étoiles sur tout le plan focal seront des points aussi petits que la vision atmosphérique
permettra. Les deux simulations prennent en considération un champ plat, qui est une représentation plus précise de la façon dont l'optique fonctionnerait sur une puce de caméra CCD plate.

Pour une utilisation visuelle, une certaine quantité de courbure de champ serait autorisée puisque l'œil est capable de compenser un champ incurvé. La simulation de diffraction a été calculée à 585 nm. Le diagramme ponctuel a été calculé à 720, 585 et 430 nm. De nombreuses entreprises présentent des diagrammes ponctuels dans
une seule longueur d'onde, cependant, pour évaluer les performances chromatiques, plusieurs longueurs d'onde sont nécessaires.

NGC 6992 – PlaneWave CDK14 – Nikon D810A – 1x480s – 36,3 MP – NON GUIDÉ (0,38 arcsec)

Comparaison : CDK contre Ritchey Chrétien

Les simulations présentées comparent la performance optique de la conception CDK à la conception Ritchey Chrétien (RC). La conception de Ritchey a été popularisée en tant que télescope d'astro-imagerie en raison de son utilisation dans de nombreux observatoires professionnels. Bien que très difficile et coûteux à fabriquer et à aligner, le Ritchey réussit à éliminer bon nombre des problèmes qui affectent de nombreuses autres conceptions, à savoir le coma hors axe. Cependant, le Ritchey ne fait rien pour éliminer les effets néfastes de l'astigmatisme hors axe et de la courbure du champ.

La conception CDK s'attaque au problème du coma hors axe en intégrant une paire de lentilles correctrices dans une conception à deux miroirs. La beauté est que cette conception corrige également l'astigmatisme et la courbure du champ. Parce que les lentilles sont relativement proches du plan focal, et parce que ces lentilles fonctionnent ensemble comme un doublet, il n'y a pas d'aberration chromatique. Le CDK offre un large champ de vision plat, sans aberration, qui permet à l'utilisateur de tirer pleinement parti des très grandes caméras à puce d'imagerie sur le marché aujourd'hui.

Avoir une conception de télescope sans aberration ne signifie rien si l'optique ne peut pas être alignée correctement. De nombreux propriétaires de Ritchey ne tirent jamais pleinement parti des performances de leur instrument car le Ritchey est très difficile à collimater. L'alignement de l'axe optique du miroir secondaire hyperbolique sur l'axe optique du miroir primaire est essentiel dans la conception de Ritchey, et les tolérances sont impitoyables. Le miroir secondaire de la conception CDK est sphérique. Il n'a pas d'axe optique et donc la tolérance de centrage du miroir secondaire CDK est comparativement énorme. À l'aide d'outils très simples, l'utilisateur de CDK pourra définir l'espacement secondaire, collimater l'optique et commencer à profiter pleinement du potentiel de performance que l'instrument a à offrir en quelques minutes.

La différence drastique de performances entre le CDK et le RC est évidente. Le plus gros composant qui dégrade les performances hors axe du RC est la défocalisation due à la courbure du champ. Dans de nombreux diagrammes présentés par les fabricants de RC, les diagrammes sont plus beaux que cela car ils montrent un champ courbe. C'est très bien pour une utilisation visuelle car l'œil peut compenser une certaine courbure du champ. Mais les matrices CCD sont plates et donc, afin d'évaluer les performances, des diagrammes ponctuels et/ou des simulations de diffraction nécessitent un champ plat, comme indiqué.

Les petits carrés ont une largeur de 9x9 microns, les images comparatives individuelles ont une largeur de 90 micromètres. Les diagrammes ponctuels ont été calculés pour une longueur d'onde de 585 nanomètres.

Par ailleurs, veuillez noter : le design CDK est f / 6,8, le design RC est f / 8. Ce n'est pas important pour les étoiles, mais cela peut facilement réduire le temps d'exposition lors de la photographie d'objets étendus comme des nébuleuses.

Le fabricant de CDK compare-t-il des pommes avec des poires ? Nous ne le pensons pas !

Lorsque vous comparez le nouveau CDK avec un système RC conventionnel, les deux systèmes sont considérés sans optique de correction supplémentaire. Cependant, un système de correction d'objectif est déjà intégré dans le concept de base du CDK. Mais cela n'a rien à voir avec un correcteur universel. Le système de correction est entièrement intégré dans la conception optique et permet une performance d'imagerie sans compromis sur tout le champ parfaitement plat, jusqu'au bord d'un cercle d'image de 50 mm.

La majorité des utilisateurs de RC utilisent leurs systèmes RC sans objectifs de champ d'image supplémentaires. Un tel RC non corrigé est standard dans l'industrie. Pour cette raison, le CDK est comparé à un RC non corrigé, car un correcteur pour le RC n'est disponible que pour un supplément (appréciable) - voire pas du tout.

Les séries de caméras CCD précédentes avaient, comme vous le savez, au plus le format APS (15 x 22 mm). Par conséquent, le problème de courbure du champ d'image avec le RC a été à peine remarqué. Mais les nouvelles puces plein format révèlent de manière spectaculaire les distorsions à la périphérie. En particulier, la courbure du champ d'image au RC ne permet pas une image complètement nette (même avec une collimation parfaite. ) avec un CCD plein format.

Le CDK fournit une solution spécialement pour les CCD de la nouvelle génération.

La collimation d'un CDK est beaucoup plus simple que celle d'un RC. Afin d'obtenir les mêmes performances que dans la comparaison ponctuelle dans des conditions réelles, tous les composants optiques du système RC devraient être collimatés cinq fois mieux que ce qui est nécessaire dans la conception CDK. Cela signifie qu'un CDK avec le même poids de tube a une stabilité de température et une rigidité en torsion nettement plus élevées que le RC.

Un CDK-Optics offre des performances identiques ou meilleures, alors qu'il coûte nettement moins cher que le RC, surtout si vous devez acheter un correcteur séparé pour le RC.

Comparé à un RC classique, le CDK a un rapport focal plus rapide et est donc mieux adapté aux pixels plus petits des nouvelles caméras CCD.

En résumé, pourquoi proposons-nous cette conception optique :
À notre avis, le CDK est un télescope qui offre des performances meilleures ou au moins comparables aux meilleurs télescopes RC du marché - mais pour moins d'argent. En raison de la facilité de réglage, il est beaucoup plus facile d'utiliser cette haute qualité d'image.
Même si l'on considère la limitation par la vision omniprésente, qui rend généralement très difficile l'utilisation d'une qualité d'image parfaite avec des focales aussi longues, néanmoins le meilleur réglage et le prix inférieur parlent en faveur du CDK. Dès que de bonnes conditions de vision ou dès que des caméras rapides et/ou à l'aide d'optiques adaptatives (- et celles-ci deviendront la prochaine grande nouveauté de l'astronomie d'imagerie !) sont disponibles, une collimation parfaite de l'optique est très importante. Ce sera beaucoup plus facile à réaliser dans la vie réelle avec le CDK.

Il nous semble que le CDK vous offre une solution d'avenir pour une optique conviviale pour la recherche.

Nous sommes heureux de répondre à vos questions. Envoyez-nous simplement un e-mail à kontakt (at) baader-planetarium.de ou appelez-nous.

52 mm Diamètre du champ d'image - qu'est-ce que cela signifie ?

La révolution déclenchée par l'optique Planewave CDK est drastiquement documentée par le fait qu'il existe déjà des premiers imitateurs. Cependant - à seulement une petite différence de prix - une nette différence dans la taille du champ d'image est perceptible. La taille du champ d'image du Planewave CDK correspond à un (vrai) système RC (- cependant, contrairement au RC, les CDK vous donnent un champ parfaitement plat). Le champ plat et photographiquement utilisable des concurrents n'est large que de 30 mm, soit près des deux tiers plus petit que prévu ! Il serait insensé d'appeler cela un véritable astrographe - SC Schmidt-Cassegrain produit en série fonctionne de la même manière. Une telle optique XYZ utilise le mot "Dall-Kirkham" uniquement comme un bâillon publicitaire.


Tolérance optique du télescope à partir de l'axe central - Astronomie

  • Conception optique
  • Travail optique
  • Sphéromètre
  • Équations de sphérométrie
  • Test de miroir secondaire
  • Testeur de Foucault
  • Design mécanique
  • Contrôle en coin
  • Tests finaux
  • Remarques sur l'aluminisation
  • Les références

Cette page contient des informations que j'ai acquises lors de la conception et de la construction d'un télescope F8 Maksutov-Cassegrain à ouverture de 7,5". Le télescope utilise une conception à 3 éléments avec un miroir secondaire séparé. Cette forme de conception est souvent appelée Rumak ou Sigler Maksutov. Les travaux de conception ont commencé en septembre 1997, les travaux réels sur l'optique commençant en décembre et se terminant (à l'exception des tests finaux) en mars 1998. Les travaux mécaniques ont été achevés en octobre 1998. L'hiver suivant a été très peu incitatif pour terminer la portée (seul le calcul final est resté), étant l'un des plus pluvieux jamais enregistrés à Vancouver, en Colombie-Britannique, le projet est donc resté intact pendant près de 8 mois. En juin, les optiques ont été réaluminées et la lunette a vu la première lumière. a très bien fonctionné, mais une collimation et des tests plus minutieux ont indiqué une très légère figure globale aplatie-sphéroïdale qui a considérablement affecté la résolution à des grossissements plus élevés. Cela a été corrigé par un total o f environ deux heures figurant sur la face avant du verre correcteur.

À l'automne 2003, plusieurs améliorations ont été apportées à la portée de nouveaux revêtements pour augmenter le débit, plusieurs corrections mineures pour permettre une meilleure collimation et l'ajout d'un ensemble motofocus JMI pour éliminer les problèmes de décalage du miroir. La lunette a fait sa première apparition au mont. Kobau star party dans l'Okanagan de la Colombie-Britannique en juillet-août 2003 et a été présenté dans les nouvelles en ligne de Sky and Telescope en août 2003 (voir « Two Fine Western Star Parties »).

Les télescopes et caméras de type Maksutov ont longtemps séduit les amateurs en raison de la possibilité de construire un système optique bien corrigé incorporant des surfaces entièrement (ou presque) sphériques. Les Maksutov utilisent une lentille faiblement divergente mais fortement incurvée et épaisse à un certain point du chemin optique, généralement devant le miroir primaire pour produire une quantité d'aberration sphérique qui est égale mais de signe opposé à celle du système optique restant.L'aberration chromatique est corrigée en faisant légèrement diverger la lentille du ménisque. Si l'on note le rayon de courbure de la face avant de la lentille par "R1" et la face arrière par "R2", alors l'épaisseur "t" de la lentille nécessaire pour minimiser les aberrations chromatiques compte tenu du verre d'indice de réfraction "n" est donnée par [4],

Il convient de noter que lorsque j'ai dérivé cette formule pour moi-même, j'ai constaté que l'on doit supposer que la hauteur du rayon lumineux tracé au-dessus de l'axe optique doit être beaucoup plus petite que les rayons R1 ou R2 pour que cette expression soit strictement valide. En d'autres termes, vous ne devriez pas être surpris si les résultats de l'optimisation du lancer de rayons sur un système de Maksutov ne concordent pas exactement avec la différence de rayons (R2 -R1) prédit par cette équation. Généralement, la différence optimale de rayons est relativement insensible aux petites variations de la valeur des rayons R2 ou R1 ces rayons ne changent qu'avec les changements du rapport focal effectif du système. Bien qu'il y ait de la place pour une certaine erreur dans les rayons des surfaces avant et arrière du correcteur, la tolérance dans la différence de ces rayons est beaucoup plus petite et est la tolérance la plus difficile à atteindre dans la fabrication d'un système Maksutov.

Ma conception de départ était celle présentée par Robert D. Sigler dans le département "Gleanings for ATM's" de Sky and Telescope, en septembre 1975. Dans cette conception, le miroir secondaire est un élément optique séparé. Cela permet une plus grande liberté dans la correction du système pour les aberrations sur le champ de vision d'environ 2 degrés de cet instrument. La conception originale Maksutov-Cassegrain de John Gregory utilisait un point aluminisé sur la surface arrière de la lentille de correction du ménisque fortement incurvée comme miroir secondaire. Bien que pratique, cette conception est limitée aux rapports focaux supérieurs à F15 à moins qu'une correction asphérique ne soit appliquée à un élément du système optique. Les fabricants commerciaux poussent souvent cela en dessous de F11, F6 ou moins n'étant pas rare dans certaines longues-vues ou téléobjectifs. À l'extrémité la plus rapide, une lentille d'aplatissement de champ supplémentaire est utilisée pour réduire la courbure de champ inhérente à ces conceptions.

Mon objectif en modifiant la conception de Sigler était de réduire la longueur de son instrument tout en maintenant les aberrations au minimum. L'optimisation du traçage des rayons par ordinateur a été utilisée pour trouver les paramètres optimaux du système tout en maintenant l'objectif à la distance du miroir primaire CP fixe ainsi que la distance focale effective (voir le diagramme ci-dessous pour la géométrie de conception). Deux programmes ont été utilisés pour ce faire : mon propre code de lancer de rayons câblé et un package de démonstration de lancer de rayons appelé KDP (alias RoadRunner, et maintenant Enterprise). En fin de compte, KDP n'a été utilisé que pour vérifier les résultats produits par mon propre code par crainte que KDP ne converge vers des solutions minimales locales. BTW : Je préfère maintenant utiliser la version démo de SynopSys pour mes conceptions optiques. Mon propre code d'optimisation était "stupide" mais robuste, j'ai simplement scanné tout l'espace des paramètres jusqu'à ce qu'une meilleure solution soit trouvée. Dans les deux cas, le facteur de mérite utilisé pour l'optimisation était la taille du spot RMS à travers le champ de vision.

Le tableau suivant est une comparaison des tailles de spot de la moyenne quadratique (RMS) calculées pour ma conception et la conception de Sigler à l'échelle d'un instrument de 7,5". Les calculs du diagramme de spot ont tracé 500 rayons pour chacune des longueurs d'onde : 435 nm, 486 nm, 587 nm et 706 nm .

Comparaison de la moyenne quadratique des tailles de spot RSS (en pouces) pour deux télescopes Maksutov-Cassegrain F8 à ouverture de 7,5". Cliquez sur le texte lié pour afficher les diagrammes de spot respectifs.
Angle de champ RSS, Sigler (sphérique) RSS, Baril (sphérique) RSS, Baril (asphérique) Poste sur le terrain
dans l'axe 0.00012" 0.00032" 0.00019" centre de terrain
0,35 o 0.00021" 0.00041" 0.00033" 0.37" de o.a.
0,70 o 0.00059" 0.00097" 0.00097" 0,74" de o.a.

Le diamètre théorique du disque d'Airy pour un instrument de 7,5" est de 1,28 seconde d'arc, ce qui équivaut à 0,00038" dans un instrument F8. Ainsi, la limite de diffraction est atteinte dans les deux conceptions pour les objets sur l'axe, bien qu'il y ait une certaine dégradation de l'image près du bord du champ.

Le design de Sigler est clairement à privilégier dans tous les cas où la longueur du tube n'est pas un problème en aucun cas je n'ai pu égaler les performances de son design tout en raccourcissant le tube de plus de 6" (et en maintenant le rapport focal F8). de l'article de Sigler peut remarquer une certaine différence dans les tailles de spot RMS citées ici et celles impliquées par les diagrammes de spot dans son article.Les tailles de spot ici supposent un plan d'image plat alors qu'il semble que Sigler a ajusté sa position de mise au point près du bord du champ pour compenser la courbure de Petzval (courbure du plan image). Cette analyse est valable dans un instrument visuel où l'œil peut s'accommoder de la faible différence de position de mise au point entre le centre et le bord du champ (à faible puissance). résolution photographique « standard » sur tout le champ de vision au foyer principal (

0,001") est facilement atteint dans les deux instruments, en supposant un plan d'image plat. Des performances sur l'axe presque équivalentes de ma conception ont été obtenues par rapport à celles de Sigler lorsque l'avant de l'objectif a été légèrement asphérisé en un sphéroïde aplati faible avec une constante conique de 0,0009 ( quatrième colonne du tableau ci-dessus). Cela n'améliore cependant en rien les performances hors axe qui sont largement limitées par la courbure de Petzval.

Le plus grand inconvénient de ces instruments est la grande obstruction centrale du miroir secondaire, qui est inévitable dans tout Cassegrain rapide avec un plan d'image raisonnablement plat L'introduction d'un objectif d'aplatissement de champ permettrait une conception plus compacte, comme cela est souvent fait dans le commerce de Maksutov . L'obstruction centrale a pour effet de projeter de la lumière dans les anneaux extérieurs du diagramme de diffraction, de sorte que la résolution théorique limitée de la diffraction ne peut pas être obtenue (voir [13] pour une discussion à ce sujet). Un Gregory Maksutov F15 ou plus lent serait sans aucun doute mieux adapté à l'observation planétaire à cet égard. Les spécifications dimensionnelles de mon Maksutov sont données dans le tableau ci-dessous.

Nom de la dimension Valeur en pouces
Ouverture claire 7.5
Rayon de courbure de la lentille, côté concave - R1 -10.3507
Rayon de courbure de la lentille, côté convexe - R2 -10.7906
Épaisseur centrale de la lentille 0.7486
Rayon de courbure du miroir primaire, R3 -43.356
Rayon de courbure du miroir secondaire, R4 -23.798
Séparation de la lentille et du primaire, S 20.24
Séparation du primaire et du secondaire, PS 14.342
Distance focale arrière, Bfl 22.499
Diamètre du miroir primaire 8.0
Diamètre du miroir secondaire 2.84

La tolérance sur R1 et R2 est de ±1%, mais (R2 - R1) ne doit pas différer de plus de 0,1%. La tolérance sur l'épaisseur de la lentille, les rayons de courbure primaire et secondaire R3 et R4 sont tous de +plusmn2%. Si un écart important est effectué par rapport aux rayons de courbure prescrits du correcteur, le retraçage peut être utilisé pour ré-optimiser le système pour les nouvelles valeurs (tant que la différence entre les rayons des deux côtés du correcteur est maintenue, la conception a gagné ne souffre pas beaucoup). C'est probablement une bonne idée de le faire, même si l'on ne s'est pas beaucoup égaré dans les spécifications. Pour cette raison, il est préférable de commencer à travailler sur la lentille correctrice plutôt que sur les miroirs primaire ou secondaire.

J'ai également calculé les fonctions d'étalement du point de diffraction pour l'imagerie sur l'axe dans ma conception (voir le schéma ci-dessous). Ces calculs incluaient des effets dus à l'obstruction du miroir secondaire mais doivent être interprétés avec prudence car la taille de grille finie utilisée dans le calcul peut introduire de fausses périodicités dans la fonction d'étalement des points (cela peut être vu par exemple dans les tracés de la fonction d'étalement des points avec la focale plan 0,05" à l'intérieur/à l'extérieur de la meilleure mise au point). Le point important à noter est que la fonction de propagation du point est symétrique à des distances égales à l'intérieur et à l'extérieur de la mise au point. Cela contredit certaines affirmations qui circulent selon lesquelles les systèmes Maksutov se comportent mystérieusement différemment des autres systèmes optiques en ce que le disque de diffraction est asymétrique de chaque côté du foyer. Si une différence est notée entre les fonctions d'étalement du point à 0,006" à l'intérieur et à l'extérieur du foyer, cela est dû à la légère différence dans les distances utilisées (le diagramme du bas est en fait un peu plus près de la mise au point).

L'ébauche de correcteur BK7 de 8" de diamètre a été achetée chez Newport Glass, elle avait un rayon de courbure de 11,4" du côté convexe et de 9,9" du côté concave avec une épaisseur de bord de 1,0". Il s'agissait d'une pièce formée sur mesure coûtant 160 $ ​​US (octobre 1997, F.O.B.) et sa préparation et son expédition ont pris 6 semaines. Newport semble maintenant stocker des flans de 6,6" dans le cadre de leur sélection standard.

Un sphéromètre à trois pieds a été construit à l'aide du canon d'un micromètre de voyage peu coûteux (35 $ CDN) de 1" - cela a bien fonctionné à la fin, avec des lectures répétables à +plusmn0,0001" du même côté du correcteur. Avec le recul, j'envisagerais sérieusement de dépenser l'argent supplémentaire pour un bon micromètre et de laisser le moins de chance possible. À l'origine, j'avais prévu de mesurer la différence de courbure entre les deux côtés du correcteur à l'aide d'un jeu de pieds interchangeables sur le sphéromètre. Cependant, lorsque j'ai atteint les grades d'abrasifs les plus fins, j'ai trouvé que la répétabilité de la mesure était trop faible pour continuer à utiliser cette technique. Au lieu de cela, j'ai opté pour une mesure directe au sphéromètre du côté concave de la lentille et une mesure indirecte du côté convexe en mesurant la courbure de l'outil. Le danger avec cette méthode est que l'on doit supposer que le rayon de courbure de l'outil correspond à celui de la lentille - ce n'est pas toujours vrai, surtout si de forts coups de correction de courbure ont été appliqués avant la mesure. Afin de minimiser cet effet, chaque sort de broyage correctif a été atténué (dans la dernière

10 minutes) à des coups courts et centrés.

Le sphéromètre a été mis à zéro sur une plaque de verre plate de 3/4" d'épaisseur par 8" de diamètre produite en utilisant la méthode standard de génération de plat à trois disques (voir par exemple [13], p.189). Ce verre a été finement broyé jusqu'à un abrasif de 5 et microm mais pas poli. Le centrage de la lentille a été contrôlé à l'aide du dispositif de contrôle en coin décrit sur ce lien. Le coin a été contrôlé à ±0.0002" (en fait, probablement mieux que ±0.0001").

Les outils de meulage étaient constitués de tuiles de construction de 1" carré par 3/16" d'épaisseur. Ce sont des carreaux en céramique dure qui n'ont pas de finition émaillée (le substrat utilisé sur les carreaux émaillés est trop mou). Une feuille de papier d'aluminium a été placée sur l'objectif, les carreaux posés sur le papier d'aluminium (avec le papier de support vers le bas) et de la résine de polyester ("résine de fibre de verre") a été versée sur les carreaux pour maintenir le tout ensemble. Un disque en bois a été collé à l'arrière de l'outil à matrice de carreaux/polyester pour fournir une épaisseur supplémentaire. Ces outils pour carreaux étaient connus pour fournir des cachettes pour les abrasifs (et les rayures ultérieures). Récemment (juillet 1999), j'ai utilisé une matrice de carreaux/plâtre pour meuler un miroir F1 de 10" et j'ai eu moins de problèmes de rayure que d'utiliser l'outil à matrice de polyester (dans ce cas, j'ai évité d'utiliser complètement le grade 5 et microm). les travaux de meulage et de polissage étaient effectués à la main.

Il est extrêmement facile de sous-estimer l'épaisseur de la lentille, c'est pourquoi j'ai fourni un enregistrement de l'épaisseur centrale de la lentille à la fin de chaque grade abrasif comme guide pour les autres travailleurs (la référence [10] peut également être utile) dans le tableau suivant

Enregistrement de l'avancement du meulage lors de la fabrication de la lentille
Qualité abrasive Épaisseur (pouces) Temps de travail (heures) Côté travaillé
Démarrer 0,870 + 0,005 --- ---
#80 Carbo 0,880 &plus de 0,005 7 De face
#80 Carbo 0,846 + 0,005 3.3 Dos
#120 Al-Oxyde 0,808 &plus de 0,002 1.5 Dos
#120 Al-Oxyde 0,797 + 0,002 1.75 De face
#220 Al-Oxyde 0.800 ± 0.002 2.9 De face
#220 Al-Oxyde 0,770 &plus de 0,002 2.0 Dos
#320 Al-Oxyde 0,767 &plus de 0,002 1.5 Dos
#320 Al-Oxyde 0,761 &plus de 0,002 2.7 De face
#500 Al-Oxyde 0,758 &plus de 0,002 1.0 Dos
#500 Al-Oxyde 0,756 &plus de 0,002 1.2 De face
12µm Al-Oxyde 0,753 &plus de 0,002 3.5 Dos
12µm Al-Oxyde 0,751 &plus de 0,002 1.7 De face
5µm Al-Oxyde 0,750 ± 0,002 1.75 Dos
5µm Al-Oxyde 0,749 &plus de 0,002 2.3 De face

Taux de broyage approximatifs
Grade abrasif Taux de broyage ("/heure)
#80 Carbo ---
#120 Al-Oxyde 0.015
#220 Al-Oxyde 0.005
#320 Al-Oxyde 0.002
#500 Al-Oxyde 0.002
12µm Al-Oxyde 0.001
5µm Al-Oxyde 0.0005

Un programme de meulage doit être établi dès que le grade abrasif le plus grossier est terminé. Il est surprenant de constater la quantité de verre perdue au cours des grades abrasifs de maille #220 et #320, alors ne sous-estimez pas l'épaisseur de départ du verre si vous commandez un flan sur mesure.

Le meulage du miroir primaire au rayon de courbure requis était un jeu d'enfant une fois le correcteur terminé. Le trou central dans le miroir primaire avait un diamètre assez large de 2,2" de sorte que le champ de vision photographique complet (utile) de 1,5" x 1,5" serait acceptable. Un tube en laiton mince de 2" de diamètre a été utilisé pour déjouer la lumière du ciel .

En générant le miroir secondaire, j'ai d'abord découpé une ébauche de 5" de diamètre dans une plaque de verre de 1/2" à l'aide d'un emporte-pièce et de carborundum #80. L'ébauche de miroir secondaire a été découpée à partir du centre de cette ébauche d'une manière similaire (en utilisant un tuyau d'irrigation en aluminium de 3" pour le coupe-biscuits) en prenant soin de ne pas fracturer l'anneau extérieur de verre. L'ébauche secondaire a ensuite été plâtrée au centre du disque de 5" (comme indiqué sur la photo ci-dessous) avec environ 3/16" de la rainure remplie de résine polyester (du côté commercial du flan). La résine avait le double objectif d'empêcher l'abrasif de se coincer dans le plâtre et surtout pour fournir une surface lisse qui serait contiguë à la surface du verre pendant le polissage (réduire ainsi la possibilité d'un bord tourné). Cela a très bien fonctionné, sans produire de rayures ni dans les étapes de meulage ni de polissage. Une fois le polissage terminé , la surface produite (telle que testée par interférence contre l'outil poli de 5" - Foucault testé par rapport à une sphère) était automatiquement assez sphérique, ou au moins, à 1/10e d'onde environ. Le bord du miroir était merveilleusement exempt de toute trace de bord tourné vers le bas/vers le haut, comme cela aurait sans aucun doute été le cas si le miroir n'avait pas été travaillé comme le noyau d'un disque plus grand Les efforts initiaux consacrés à la préparation du 5 " Le flan fourré a assez bien payé par la facilité relative d'atteindre la figure optique souhaitée.

Un mot d'avertissement si vous avez l'intention d'utiliser la méthode ci-dessus pour travailler le secondaire : ne vous précipitez pas lorsque vous retirez la résine polyester. La résine est mieux enlevée en poussant de l'avant une fois le plâtre gratté par l'arrière mais seul faites-le si la résine restante est très fine. Vous ébrécherez le bord du miroir si vous précipitez le travail. Il serait préférable d'enlever la résine par des moyens chimiques, ou au moins de l'affaiblir suffisamment pour qu'elle puisse être enlevée facilement avec un peu de grattage. Je soupçonne que l'acétone peut être utile pour faire cela (avec suffisamment de temps), mais je ne l'ai pas essayé.

Tests optiques finaux et collimation

Une fois les miroirs aluminisés, les optiques ont été testées par autocollimation à l'aide d'un plat à huile. Une huile pour engrenages très lourde (SAE 85W 140) a été utilisée pour amortir les vibrations (les vibrations étaient certainement un problème lors des tests dans mon appartement du 3ème étage). Le test a semblé indiquer un système légèrement sous-corrigé (aplati). Ceci a été confirmé par un test de Foucault sur une étoile ainsi que par un test d'anneau (ou étoile) de diffraction. Les anneaux de diffraction externes lorsqu'une étoile était en dehors du foyer étaient excessivement brillants par rapport aux anneaux de diffraction externes tels qu'ils étaient vus à l'intérieur du foyer. Le diagramme de diffraction a été observé avec un oculaire de 10 mm et une lentille de Barlow 2X.

J'ai utilisé un polisseur de pétales sur la surface concave de la lentille pendant une heure avant de re-tester le système. Cela a produit une amélioration très marquée de la qualité de l'image. Mon oculaire à champ de vision apparent de 10 mm à 65 o a donné des images très nettes de la lune jusqu'au bord du champ de vision. Il n'y avait pas d'aberration chromatique notable. Je ne me suis pas embêté avec un test de plat d'huile car mon expérience précédente avait montré que le test ne serait pas suffisamment sensible pour déterminer quelle correction, le cas échéant, devrait être appliquée au système. Cela était en partie dû aux vibrations et aux courants d'air, mais était principalement dû à la difficulté de collimater le télescope dans sa position inversée et au faible contraste causé par la faible réflectivité de l'huile. Un test d'étoile de Foucault a semblé indiquer une très légère sur-correction, tout comme un test d'étoile de Ronchi utilisant une grille de 55 microns (j'ai utilisé un tamis en nylon car ma grille a été obtenue il y a de nombreuses années auprès de Small Parts Inc.). Une correction excessive a également été suggérée par l'asymétrie des anneaux de diffraction immédiatement à l'intérieur et à l'extérieur du foyer, cependant l'asymétrie n'était plus aussi marquée que dans le système avant l'application du recouvrement des pétales. J'ai donc procédé au polissage du côté concave du correcteur pendant 20 minutes supplémentaires. Le changement que cela a produit sur l'imagerie n'était pas aussi drastique qu'auparavant, cependant une amélioration notable a été observée dans la luminosité du disque d'Airy par rapport aux anneaux extérieurs. Les tests de Foucault et Ronchi sur une étoile n'ont rien montré de concluant quant aux aberrations résiduelles (sur l'axe) du système. 30 minutes supplémentaires de polissage sur le recouvrement des pétales ont semblé améliorer le disque de diffraction, mais cela pourrait très bien aussi être dû à une meilleure collimation de l'optique. Lors des tests sur une étoile de magnitude 3, seuls le premier anneau de diffraction, un soupçon du 3ème anneau et le disque d'Airy central étaient visibles. Un très léger soupçon de distorsion due à la flexion du miroir primaire était également perceptible mais sans gravité.


La collimation de tout télescope catadioptrique pose un véritable défi en raison des trois éléments qui doivent être alignés. Ceci est grandement simplifié en utilisant un collimateur laser fait maison comme indiqué sur la gauche. Le collimateur se compose d'un module laser LED rouge à partir d'un pointeur laser monté sur une plaque réglable pour permettre l'alignement du faisceau laser avec l'axe optique du télescope. La plaque est montée sur un tube de 2" dans lequel un trou de 1,5" a été percé pour permettre la visualisation du faisceau laser revenant du miroir secondaire. Le tube s'insère dans le tube de mise au point de 2" à l'arrière de l'ensemble tube optique (OTA). Les étapes de collimation sont les suivantes :

1. Avec seulement le miroir primaire installé et le collimateur inséré dans le tube de focalisation, le faisceau laser est aligné avec l'axe optique (mécanique) du télescope. Un disque en plexiglas avec un trou central percé avec précision facilite le centrage du faisceau laser avec l'OTA.

2. Centrez le tube déflecteur avec l'axe optique (maintenant défini par le faisceau laser).

3. À ce stade, la lentille du correcteur est installée avec la monture secondaire retirée afin que le faisceau d'alignement puisse passer à travers le trou du correcteur. Si une carte blanche est tenue près du rayon de courbure du correcteur (environ 10" de distance dans ce cas), on devrait pouvoir trouver un point où l'image de la tache laser sur la carte formée par la surface avant du correcteur objectif, est focalisé sur la carte.Avec des revêtements antireflet, cette image sera sombre, mais elle EST visible. Le but est d'ajuster l'inclinaison de la lentille de correction jusqu'à ce que l'image du spot laser coïncide avec le spot laser lui-même. Évidemment, vous devrez deviner quand vous serez proche car l'image du point laser ne sera pas visible lorsqu'il sera près du point laser lui-même (qui est BEAUCOUP plus lumineux).

4. Répétez la procédure ci-dessus, mais recherchez maintenant l'image du point laser créée par le miroir primaire - l'image du point dans ce cas sera plus éloignée mais beaucoup plus lumineuse que celle formée par le correcteur. J'attache une carte blanche à un mètre collé sur le côté de l'OTA afin que je puisse facilement observer la réflexion du spot laser tout en effectuant des réglages sur le miroir primaire.

5. Insérez le miroir secondaire et alignez son centre avec l'axe optique. La façon la plus simple de le faire (si vous ne pouvez pas mettre votre tête à l'intérieur de l'OTA) est d'utiliser une carte blanche circulaire avec un anneau noir de 1/4" dessiné en son centre. Dans mon cas, cette carte a été coupée pour s'adapter sur le secondaire miroir déflecteur de sorte qu'il soit centré avec le miroir secondaire. La position du faisceau sur la carte peut être inspectée en recherchant le reflet de la carte dans le miroir primaire, en regardant à travers l'avant du télescope.

6. Enfin, réglez l'inclinaison du miroir secondaire. Le faisceau d'alignement réfléchi par le miroir secondaire doit retourner à la diode laser. Une carte blanche perforée placée à l'intérieur du collimateur d'où sort le faisceau laser est pratique pour observer le faisceau réfléchi par le miroir secondaire. Comme ce fut le cas avec l'étape 3 (et l'étape 4 dans une moindre mesure), vous devrez estimer quand le faisceau de retour est colinéaire avec celui émergent.

Cette méthode de collimation produit systématiquement un alignement qui résiste au test de l'étoile, tout en étant bien aligné avec l'OTA. L'alignement visuel grossier traditionnel suivi d'un alignement en étoile ne garantit pas de bons résultats et ne garantit certainement pas que l'optique et l'OTA sont alignés. Cet alignement suppose que le porte-oculaire est aligné avec l'OTA. Un collimateur laser commercial (comme celui utilisé pour aligner les newtoniens) indiquera rapidement si c'est le cas. Sinon, certains moyens peuvent être trouvés pour aligner précisément le faisceau laser dans le collimateur maison avec son tube de montage. Cependant, cela suppose un usinage soigné du collimateur, ce qui n'est certainement pas le cas par exemple montré ici !

Les revêtements originaux étaient de l'aluminium nu déposé par moi-même, à l'aide d'un équipement à vide poussé du département de physique de l'Université Simon Fraser à Burnaby, en Colombie-Britannique. Ces revêtements, qui ont étonnamment bien résisté pendant plusieurs années, ont été remplacés en novembre 2003 par des revêtements en aluminium améliorés réalisés chez Sirius Optics de Kirkeland, WA. Dans le même temps, la lentille correctrice a été recouverte de revêtements MgF2 et le miroir tertiaire (diagonale) a été remplacé par un miroir diélectrique à haute réflectivité (97 % de réflectivité dans le visible). Ces améliorations ont entraîné une amélioration du débit estimée à 40 % par rapport à la configuration d'origine.

J'ai eu la chance d'avoir accès à un tour de 12", un tour de 6" et une fraiseuse, de sorte que la plupart des pièces ont été usinées à partir de diverses découvertes de ferraille en aluminium et en laiton. L'objectif était de produire une monture à la fois rigide et suffisamment légère pour le transport. Lorsque la plupart des travaux de la machine ont été terminés, la lunette a été démontée et (presque) chaque pièce a été fraisée pour éliminer l'excès de métal. Le poids total de la lunette, contrepoids et trépied inclus, est d'environ 100 lb, pas une légère ouverture de 7,5 "en aucun cas.

L'entraînement en ascension droite a posé le plus gros problème de conception puisque je souhaitais placer le pignon d'entraînement entre la fourche et le R.A supérieur. palier d'arbre. L'avantage de cette conception est qu'elle place le R.A. cercle dans un endroit facile à lire et il peut toujours être directement connecté à l'engrenage d'entraînement de sorte qu'il ne doit être réglé qu'une seule fois pour chaque session d'observation. L'inconvénient de cette configuration est qu'elle augmente le porte-à-faux de la fourche sur le R.A supérieur. roulement et nécessite donc un grand R.A. arbre pour éviter les vibrations. Une conception soignée m'a permis d'insérer le pignon Byers 7" avec son embrayage à friction, l'ensemble cercle R.A. et une bague de serrage pour ralenti manuel, tout en maintenant une distance de seulement 2,5" entre la base de la fourche et le haut R.A. palier. Le meilleur R.A. Le roulement est un roulement à rouleaux cylindriques avec un alésage de 2", 5" de diamètre extérieur. ce qui m'a coûté 1 $ au dépotoir. Le R.A. inférieur roulement utilise un roulement à billes avec un

Alésage de 1,25". Ce roulement inférieur supporte toute la poussée dirigée le long de l'axe RA, mais ce n'est pas un problème aux latitudes moyennes à élevées où la plupart de la force sur les roulements est appliquée perpendiculairement à l'axe RA.

La séquence de photographies suivante montre le R.A. bloc d'axe dans divers états de démontage. Le diamètre de la grande bague en or sur la première et la deuxième photographie est de 9".

La photographie de gauche montre les entrailles du mécanisme de mise au point. La mise au point est réalisée en déplaçant le miroir primaire. Le miroir repose dans une cellule de flottaison à neuf points (l'anneau de retenue au-dessus de la perforation centrale touche légèrement le miroir). La cellule de flottation repose sur un manchon en bronze d'aluminium qui coulisse librement mais presque sans jeu sur un tube en laiton qui est fermement vissé dans la plaque d'appui principale (le grand disque noir). Le mouvement du manchon le long du tube est limité dans la direction axiale par une fente (dans le manchon) dans laquelle une petite vis de réglage a été insérée (dans le tube en laiton). L'extrémité inférieure du manchon en bronze d'aluminium est filetée (à 10 tpi) de sorte que la rotation d'un "écrou à engrenages" correspondant contrôle le mouvement du manchon le long du tube central en laiton. L'écrou à engrenage a été fabriqué à partir d'un engrenage droit de 5" (transmission automobile?) Au rebut dans lequel une bague filetée en laiton (10 tpi) a été pressée et collée. Le mouvement axial de l'engrenage est empêché par un roulement à billes à ressort qui appuie contre le haut de l'engrenage (c'est ce que l'assemblage avec le bloc d'aluminium nu en bas à droite du centre sur la photo est tout au sujet du roulement est caché de la vue). L'engrenage droit de 5" est tourné par un pignon de 1" relié à un grand Bouton de mise au point de 2,5" de diamètre (la pièce anodisée en or au bas de la photo). L'ensemble coulissant est à ressort par trois ressorts légers, ce qui s'est avéré essentiel pour permettre un mouvement facile dans les deux sens de mise au point. La mise au point est fluide bien qu'elle requière sensiblement plus de force que ce que l'on trouve habituellement dans les mouvements commerciaux de ce type. Cela est principalement dû au poids du miroir qui a été fabriqué à partir d'un flan Pyrex d'épaisseur presque totale. Il y a un certain décalage de l'image lors de la mise au point, ce qui peut être gênant lors de l'utilisation des oculaires les plus puissants (6-10 mm), mais cela n'est pas perceptible avec des oculaires de 18 mm ou plus.

Fin 2003, la plaque de tube adaptateur de 2" a été remplacée par un porte-oculaire motorisé JMI de style SCT, principalement pour éviter les problèmes de décalage du miroir lors du travail CCD, mais aussi pour rendre la lunette "plus conviviale" pour les visiteurs inexpérimentés. Cela faisait partie d'une refonte générale de la lunette après la fête des étoiles du mont Kobau en 2003 qui comprenait l'amélioration des revêtements des miroirs et des revêtements des lentilles (jusqu'alors inexistants). Dans le même temps, la monture du tube déflecteur a été rendue réglable afin qu'elle puisse être précisément aligné avec l'OTA.

Le miroir secondaire a été monté à l'aide d'un système similaire à celui décrit par Texereau [13] à la différence qu'un jeu supplémentaire de vis de réglage a été inclus près du miroir pour permettre un réglage fin/inclinaison. Il convient de noter que les trois vis accessibles de l'extérieur règlent à la fois l'inclinaison du miroir et le centrage du miroir dans le tube elles sont principalement destinées à ajuster le centrage du miroir avec l'axe optique (pas de basculement et d'inclinaison).

L'intérieur du tube (fait d'un morceau de tuyau d'irrigation en aluminium de 10") était recouvert de mousse de 1/2" de haute qualité du type utilisé comme literie pour le camping. Cela fonctionnait assez bien puisque la mousse était suffisamment rigide pour se maintenir dans le tube lorsqu'elle était coupée à une largeur un peu plus grande que la circonférence interne du tube. Le tube était déformé par quatre minces anneaux en plexiglas peint et la mousse était recouverte d'un tissu de velours noir - les déflecteurs ne servent pas tant à couper la lumière qu'à empêcher la circulation de l'air le long du tube. Un petit ventilateur d'ordinateur à l'extrémité supérieure du tube aide à refroidir la lunette avant utilisation. Ce ventilateur aspire l'air (à travers un filtre) près du haut de la lunette et l'évacue à travers le tube de l'oculaire. Notez que si ce flux était inversé, la poussière serait aspirée dans l'endoscope à moins qu'un filtre ne soit placé sur le tube de l'oculaire.

Les cercles de réglage ont été réalisés en dessinant les lignes de graduation dans un programme de CAO (archaïque) et en important le fichier .DXF dans un programme de dessin où les étiquettes de graduation pourraient être ajoutées plus facilement. Les cercles de réglage ont été imprimés directement sur du matériel de visualisation aérienne à l'aide d'une imprimante laser et collés sur des disques en aluminium anodisé doré. Le contraste des chiffres sur ces cercles de paramètres est étonnamment bon - en fait, ils ont presque l'air bien ! J'étais un peu inquiet des reflets du plastique, mais cela ne s'est pas avéré être un problème : un peu ringard, mais ça marche.

Le trépied a été fabriqué à partir d'un tuyau en acier inoxydable de 2". Trois barres de tension pliantes relient le bas des pieds du trépied pour éviter l'évasement (non visible sur la photo ci-dessous). La tension est maintenue en serrant le disque anodisé en or indiqué en bas au centre de la photo ci-dessus. L'angle de l'axe RA est ajusté à l'aide d'une vis en laiton 1/2" (à droite du centre). Une fois l'alignement polaire obtenu, une paire de vis à capuchon de 3/8" serre la cale en position (c'est-à-dire que le poids du télescope ne repose normalement pas sur la vis de réglage polaire en laiton).

L'optique du chercheur a été récupérée dans une vieille paire de jumelles. Le chercheur a été volontairement rendu lourd pour servir de contrepoids au contrepoids monté sur le côté opposé du tube (vu à gauche sur la photo ci-dessus). Le viseur est monté sur le tube à l'aide d'une disposition en queue d'aronde coulissante afin que le viseur puisse être facilement retiré pour le transport tout en maintenant un bon alignement avec la lunette principale. Le contrepoids peut être réglé dans deux directions en glissant le long d'une rainure en queue d'aronde montée sur le tube, ou en faisant tourner les disques de contrepoids autour d'un pivot excentrique. La grande vis moletée visible sur la photo (à gauche) serre les disques de contrepoids sur le bloc pivotant. L'axe de déclinaison fine motion (photo de droite) est configuré pour une utilisation aussi bien manuelle que motorisée. Un bouton d'embrayage (caché sur la photo) engage une vitesse connectée à un 20VDC,

Moteur 1 tr/min pour fournir le mouvement fin motorisé.

Références utiles concernant Maksutov Construction

[1] Cox, Robert E., "Notes du télescope Maksutov", Ciel et Télescope, juillet 1957.
-Informations pour la plupart périmées sur l'acquisition de matériel adapté aux blancs correcteurs.

[2] Dittmer, Herman R., "Northwesterner et son équipement d'astrophotographie", Ciel et télescope, juin 1975, 399-405.

[3] Field, Ralph W., "Maksutovs with Subaperture Correctors", Ciel et télescope, août 1981, 166-168.
-Un moyen d'économiser beaucoup de verre!

[4] Gregory, John, "Une conception de télescope Cassegrainian-Maksutov pour l'amateur", Ciel et télescope, mars 1957.
-À propos du design classique Maksutov-Cassegrain, où le verre correcteur sert également de miroir secondaire.

[5] Louth, Howard, "Notes sur la construction d'un Cassegrainian-Maksutov de 5 1/2 pouces", Ciel et télescope, juillet 1966, 40-43.

[6] Louth, Howard, "Un grand Maksutov avec des foyers newtoniens et cassegrain", Ciel et Télescope, février 1977, 139-143.

[7] Maksutov, D.D., Journal de l'Optical Society of America, 34(5), 270-284.
- L'article original annonçant le principe d'utiliser une lentille ménisque divergente de faible puissance pour annuler la sphérique
aberration dans un système optique.

[8] Phillips, Frank W., "Asphérisation et autres problèmes dans la fabrication des télescopes Maksutov", Ciel et télescope, février 1963, 110-112.

[9] Sigler, Robert D., "Un télescope Maksutov haute performance", Ciel et Télescope, septembre 1975, 190-192.
-Une conception qui utilise un élément optique séparé pour le miroir secondaire afin d'obtenir un télescope plus rapide mais bien corrigé.

[10] Tuthill, Roger W., "Un Maksutov 11 pouces de forme newtonienne", Ciel et Télescope, mars 1964, 180-185.
-Quelques informations utiles, en particulier les taux de meulage à prévoir lors du meulage de la lentille correctrice.

[11] Wright, Franklin B., "La lentille Maksutov appliquée aux télescopes herschéliens et newtoniens", dans le volume 3 de "Fabrication de télescopes amateurs", Albert G. Ingalls Ed., Willmann Bell, Inc., Richmond Virginie, ISBN 0-943396-50-6.
-Télescope sans obstruction utilisant une lentille correctrice Maksutov. Tester l'arrière de la lentille de correction à travers le
face avant.

[12] Mackintosh, Allan, "Techniques avancées de fabrication de télescopes", Willmann-Bell, Richmond Virginia. ISBN 0-943396-11-5 (Volume 1) , ISBN 0-943396-11-3 (Volume 2) .
-Compilation de certains des meilleurs articles de la "Circulaire Maksutov". Beaucoup d'informations pratiques concernant la fabrication de la lentille correctrice.

Articles relatifs à la conception des instruments Cassegrain

[12] Willey, Ronald R., "Cassegrain-type Telescopes", Sky and Telescope, avril 1962.
- Comparaison de différentes conceptions Cassegrain à l'aide de diagrammes ponctuels par lancer de rayons sur ordinateur.

[13] Texereau, Jean, "Avantages et inconvénients du Cassegrain classique" dans "Comment construire un télescope", Willmann-Bell, Inc., Richmond, Virginie, 2e édition, ISBN 0-943396-04-2. Les observateurs planétaires devraient lire cet article avant de penser à construire un Cassegrain rapide (plus rapide que F13).

Rutten, H. G. J. et van Venrooij, M. A. M., "Telescope Optics: a complete manual for amateur astronomers", Willmann-Bell, Inc., Richmond, Virginie. ISBN 0-943396-18-2.
- Probablement la meilleure référence complète comparant les avantages et les inconvénients des conceptions de télescopes les plus courantes (et les moins courantes) utilisées par les amateurs.

De plus, il existe plusieurs discussions archivées concernant la conception Maksutov-Cassegrain qui peuvent être trouvées dans les archives ATM.


Abstrait

Le télescope Cherenkov à rayons gamma (GCT) est un télescope de petite taille (SST) qui représente l'un des trois nouveaux modèles basés sur l'optique Schwarzschild-Couder et proposés pour une utilisation dans le réseau de télescopes Cherenkov (CTA). Le programme GAmma-ray Telescope Elements (GATE) a mené un effort pour construire un prototype du GCT à l'Observatoire de Paris à Meudon, en France. La structure mécanique du prototype, connue sous le nom de prototype de télescope SST-GATE, est maintenant terminée ainsi que l'installation réussie de la caméra. Nous présentons les résultats d'un travail de simulation approfondi pour déterminer les performances optiques du prototype de télescope SST-GATE. En utilisant le ROBUSTE logiciel et en supposant un système optique idéal, nous trouvons le rayon de la fonction d'étalement du point encerclé (θ80) du SST-GATE à ∼1,3 arcmin (∼0,02°) pour une observation sur l'axe ( θ champ = 0 ∘ ) et ∼3,6 arcmin (∼0,06°) pour une observation au bord du champ de vision ( champ = 4 . 4 ). De plus, cette recherche met en évidence l'ombrage qui résulte de l'arrêt des rayons lumineux par divers composants du télescope tels que les mâts de support et les fermes. Il est montré que pour les observations sur l'axe, la zone de collecte effective diminue d'environ 1 m 2 en raison des composants d'ombrage autres que le miroir secondaire. Il s'agit d'une perte similaire (∼11%) à celle observée avec la génération actuelle de télescopes classiques Davies-Cotton (DC) Cherenkov. Une analyse de tolérance aléatoire approfondie a également été effectuée et il a été constaté que certains paramètres, en particulier la position z du miroir secondaire et les rotations de pointe et d'inclinaison des miroirs, sont essentiels pour contenir θ80 dans le rayon limite des pixels pour tous les angles de champ. De plus, nous avons étudié l'impact sur les performances optiques de l'introduction d'un trou au centre du miroir secondaire pour une utilisation avec des instruments de pointage et d'alignement. Nous constatons qu'une petite zone circulaire (rayon < 150 mm) au centre du miroir secondaire peut être utilisée pour l'instrumentation sans aucun impact significatif sur les performances optiques. Enfin, nous avons étudié l'impact de la réduction de la taille du miroir primaire pour le prototype de télescope et avons constaté que cela se faisait au prix d'une qualité d'image et d'une efficacité de collecte de lumière moindres pour tous les angles de champ, mais à une économie significative pour un prototype.


Voir la vidéo: TÉLESCOPE DÉBUTANT: les meilleurs modèles pour débuter lastronomie (Janvier 2023).