Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 22. 3 juni 1950 - Den sfäriska konkavspegeln inom astronomi och television, av Sigge Hähnel
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
10 juni
1950
529
Den sfäriska konkavspegeln
inom astronomi och television
Civilingenjör Sigge Hähnel, Stockholm
535.872 : 522.21
Spegelteleskop konstruerades redan på 1600-talet av
Mer-senne och Gregory. Newton ansåg omöjligt att bygga ett
akromatiskt objektiv, dvs. ett, som samlar ljus av olika
våglängd till samma eller nästan samma punkt. Han
uteslöt därför kikaren som användbart astronomiskt
instrument och utvecklade en typ av spegelteleskop, som
innebar en förbättring av den äldre och som fortfarande bär
hans namn. Speglar är visserligen fria från kromatisk
aberration, då allt ljus reflekteras på samma sätt, men
en sfärisk spegel har sfärisk aberration, varmed menas,
att inkommande strålar parallella med spegelns axel icke
bryts samman till en punkt utan till en kurva, kaustikan
(fig. 1). Den ger därför ingen skarp bild, men detta fel kan
korrigeras genom att i stället använda en parabolisk
spegelyta. Av ett teleskop fordrar man en så ljusstark bild som
möjligt, och då en konkavspegels ljusstyrka växer med
växande diameter och fallande krökningsradie för dess yta,
strävar man efter att göra den förra så stor och den senare
så liten som möjligt. Som bekant är en sfärisk spegels
brännvidd hälften av ytans radie. Liksom för
kameraobjektiv anges dess ljusstyrka med "f-tal", t.ex. f : 5, där
5 är förhållandet mellan dess brännvidd och diameter.
Det är mycket svårt att framställa tillräckligt exakta
speglar med stor diameter och liten krökningsradie, i
synnerhet paraboliska. Dessa har visserligen varken
kromatisk eller sfärisk aberration, men de ger praktiskt
taget korrekta bilder blott av föremål, som ligger på
spegelns axel, för andra fås nämligen bildfel, som saknas hos
den sfäriska spegeln. Det mest påtagliga av dessa torde
vara koma (fig. 2), som medför, att en stjärna på bilden
kommer att se ut som en komet. Andra fel är astigmatism
(fig. 3), distorsion och krökt bildfält. Totaleffekten blir en
mycket stark begränsning av teleskopets användbara
synfält. Radcliffe-teleskopet i Pretoria har troligen ett bildfält
på ca 50 mm, och det nya jätteteleskopet i Mount
Palomar-observatoriet (spegeldiameter 5 m) ger ett användbart
Fig. 3. Astigmatism i olika punkter av bildfältet; den
skarpaste bilden fås i spegelns axel F, men den är dock ingen
punkt.
bildfält, vars diameter motsvarar ett knappnålshuvuds
sedd på armlängds avstånd. Detta betyder, att man för
att kunna utnyttja ett teleskop med stor ljusstyrka måste
veta exakt mot vilken punkt på himlen, det skall riktas.
Därför behövs som komplement ett spejarinstrument med
stort bildfält och mycket goda optiska egenskaper, med
vilket exakta fotografier kan tas.
Schmidt-kameran
Antag, att man förser en sfärisk spegel med en bländare
i ytans medelpunkt (C i fig. 4). Varje knippe av parallella
strålar, som passerar genom bländaren, blir praktiskt taget
vinkelrätt mot spegelytan och bryts därför till en liten
kaustika enligt fig. 1. Spegeln har visserligen en kant och
en symmetriaxel, men den saknar bestämd optisk axel.
Bildfältet (FF i fig. 4) blir tydligen en sfär, vars radie är
hälften av spegelytans, och bilden får sfärisk aberration.
De andra fel, som uppstår vid en parabolisk spegel, saknas
däremot, varför dess användbara bildvinkel skulle bli stor,
om den sfäriska aberrationen kunde korrigeras. Dessutom
är det betydligt lättare att beräkna sfäriska än paraboliska
speglar, och ljusstyrkan kan därför göras mycket större
än f : 5, som normalt är övre gräns för de senare. Bernhard
Schmidt vid Hamburgs observatorium ställde därför
frågan: "Kan den sfäriska aberrationen korrigeras utan
införande av de fel, som vidlåder den paraboliska spegeln?"
och år 1930 föreslog han som svar en lösning (fig. 5),
enligt vilken en specialslipad glasskiva (C) införs vid
spegelytans medelpunkt. Denna skiva verkar som en svag
lins och korrigerar den sfäriska aberrationen utan att
andra fel uppstår i märkbar storlek. Bildfältet förblir
emellertid sfäriskt, och vid fotografering måste därför
filmen pressas mot en yta med den rätta krökningsradien.
Schmidts princip har nu tillämpats med synnerligen stor
framgång vid konstruktion av många instrument. Dessas
ljusstyrka har kunnat göras mycket hög, och bildvinkeln
är för några av dem så stor, att t.ex. bela stjärnbilden
Orion kan fotograferas på samma film. En olägenhet är,
att tuben för en viss brännvidd blir dubbelt så lång som
Fig. 1. Reflexion vid en
sfärisk spegel; C är den
sfäriska ytans
medelpunkt, F är spegelns
fokus och den streckade
kurvan är kaustikan.
Fig. 4. Sfärisk spegel
med bländare i ytans
medelpunkt C;
inkommande strålar
bryts till punkter på en
krökt fokalyta FF.
Fig. 2. Koma i ett
teleskop med
parabolisk spegel.
Fig. 5. Principen för Schmidt-kameran; korrektionsskivan
ligger i spegelns medelpunkt C, bilden fås i en krökt yta F.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
