Płytka korektora Schmidta - Schmidt corrector plate
Schmidt korektor płyta jest soczewka asferyczna który koryguje aberrację sferyczną wprowadzoną przez sferycznego zwierciadła głównego z Schmidt lub Schmidta-Cassegraina wzorów teleskop. Został wynaleziony przez Bernharda Schmidta w 1931 roku, chociaż mógł zostać wynaleziony niezależnie przez fińskiego astronoma Yrjö Väisälä w 1924 roku ( w rezultacie nazywany czasem aparatem Schmidta-Väisälä ). Schmidt początkowo wprowadził ją jako część szeroko pola fotograficzne teleskop catadioptric , z kamerą Schmidta . Jest teraz używany w kilku innych konstrukcjach teleskopów, obiektywach kamer i systemach projekcji obrazu, które wykorzystują sferyczne zwierciadło główne.
Funkcjonować
Płytki korekcyjne Schmidta działają, ponieważ są soczewkami asferycznymi z aberracją sferyczną, która jest równa, ale przeciwna do sferycznych zwierciadeł głównych, przed którymi są umieszczone. Są one umieszczone w centrum krzywizny „ C ” luster w przypadku aparatu Schmidta i tuż za ogniskiem głównym w przypadku aparatu Schmidta-Cassegraina . Korektor Schmidta jest grubszy w środku i na brzegu. Koryguje to ścieżki światła, dzięki czemu światło odbite od zewnętrznej części lustra i światło odbite od wewnętrznej części lustra jest sprowadzane do tego samego wspólnego ogniska „ F ”. Korektor Schmidta koryguje tylko aberrację sferyczną. Nie zmienia ogniskowej systemu.
Produkcja
Płytki korekcyjne Schmidta można wytwarzać na wiele sposobów. Najbardziej podstawowa metoda, zwana „klasyczne podejście”, polega bezpośrednio zastanawianie korektor przez szlifowanie i polerowanie asferyczny kształt płaskiego wykroju w szklanej przy użyciu specjalnie kształt i rozmiar narzędzia. Ta metoda wymaga dużej umiejętności i przeszkolenia ze strony inżyniera optyka tworzącego korektor.
Sam Schmidt opracował drugi, bardziej elegancki schemat wykonania złożonej figury potrzebnej do płyty korekcyjnej. Cienki szklany krążek o idealnie wypolerowanej dokładnej płaskiej formie został umieszczony na ciężkiej metalowej patelni. Górna krawędź miski została oszlifowana pod precyzyjnym kątem lub skosem w oparciu o współczynnik sprężystości danego typu płyty szklanej, która była używana. Szklaną płytkę przyklejono do oszlifowanej krawędzi miski, a następnie zastosowano pompę próżniową do odprowadzenia powietrza aż do uzyskania określonego podciśnienia. Spowodowało to lekkie wygięcie szklanej płyty. Odsłonięta strona została następnie oszlifowana i polerowana w formie kulistej. Kiedy próżnia została zwolniona, płyta odskoczyła, aż jej dolna powierzchnia znów stała się płaska, podczas gdy górna powierzchnia miała prawidłowy kształt. Metoda obliczania próżniowego Schmidta jest dziś rzadko używana. Utrzymywanie kształtu przez stałą próżnię jest trudne, a błędy w uszczelce o-ring, a nawet zanieczyszczenie za płytą mogą powodować błędy optyczne. Szklana płytka może również pęknąć, jeśli zostanie wygięta na tyle, aby wygenerować krzywą dla teleskopów o ogniskowej f/2,5 lub szybszych. Również dla szybkich współczynników ogniskowych uzyskana krzywa nie jest wystarczająco dokładna i wymaga dodatkowej korekty dłoni.
Trzecia metoda, wynaleziona w 1970 roku dla Celestrona przez Toma Johnsona i Johna O'rourke'a, wykorzystuje naczynie próżniowe z poprawnym kształtem krzywej wstępnie uformowanej w dno naczynia, zwanej „blokiem wzorcowym”. Górna odsłonięta powierzchnia jest następnie polerowana na płasko, tworząc korektor o odpowiednim kształcie po zwolnieniu próżni. Eliminuje to konieczność utrzymywania kształtu przez zastosowanie dokładnej próżni i pozwala na masową produkcję płyt korekcyjnych o tym samym dokładnym kształcie.
Trudności techniczne związane z produkcją płytek korekcyjnych Schmidta skłoniły niektórych projektantów, takich jak Dmitri Dmitrievich Maksutov i Albert Bouwers , do opracowania alternatywnych projektów wykorzystujących bardziej konwencjonalne korektory meniskowe .