DE1940657B2 - Astronomisches spiegelteleskop - Google Patents

Description

40

Die Erfindung betrifft ein astronomisches Spiegelteleskop mit hohem Auflösungsvermögen, bei dem ein Intensitätsdetektor in der Bildebene der Optik angeordnet ist und die Optik aus zwei optischen Kanälen besteht, die jeder für sich einen sechseckigen Teilbereich der Eintrittspupille der Optik ausblenden, und ein Bild gewonnen wird aus einer Folge aufeinanderfolgender Teilbilder und bei jedem Teilbild die beiden Kanäle auf verschiedene Positionen gegenseitiger Zuordnung auf einer gemeinsamen Kreisbahn innerhalb der Eintrittspupille eingestellt sind, und ein zugehöriger Intensitätsmeßwert in dem Intensitätsdetektor ermittelt wird, derart, daß die Intensitätsmeßwerte der ganzen Teilbildfolge Informationsinhalt aus allen Regionen des optischen Bildes enthalten.

Mit einem astronomischen Spiegelteleskop dieser Art läßt sich der Aufwand für den üblicherweise erforderlichen großen, hochwertigen Spiegel verringern, ohne das hohe Auflösungsvermögen des Teleskops zu beeinträchtigen.

Aufgabe der Erfindung ist es, ein Spiegelteleskop der eingangs genannten Art so auszugestalten, daß auf möglichst einfache Weise eine Teilbildfolge gewonnen werden kann, aus der ein vollständiges Bild abgeleitet werden kann.

Die Erfindung ist dadurch gekennzeichnet, daß di< Blenden der Teilbereiche gleich groß sind unc unabhängig von den verschiedenen Positionen auf dei Kreisbahn in immer der gleichen Winkellage, bezogei auf eine Drehbewegung um die Mittelnormale dei Sechseckfläche. gehalten werden. Die Erfindung machi sich dabei den geometrischen Umstand zunutze, daß mii gleich großen Sechseckblenden in einheitlicher Winkel orientierung die gesamte Fläche der Eintrittspupillt lückenlos und ohne Überdeckung abgedeckt werder kann. Die sich daraus ergebenden vorteilhafter Konsequenzen werden in der nachfolgenden Figurenbe Schreibung noch näher erläutert.

Eine vorteilhafte Weiterbildung der Erfindung siehl einfache mechanische Mittel zum Lagern und Verstellen der Blenden vor. Diese ist dadurch gekennzeichnet, da£ zwei koaxial zur Teleskopachse unabhängig voneinander umlaufende, antreibbare Arme vorgesehen sind, an deren freien Enden mit gleichem radialem Abstand je ein Spiegel für je einen Teilbereich drehbar um die Spiegelnormale gelagert ist, und daß für jeden Spiegel ein in Abhängigkeit vom Umlauf des zugehörigen Armes wirkender Drehantrieb vorgesehen ist

Ein Ausführungsbeispiel der Erfindung ergibt sich aus der nachfolgenden Beschreibung an Hand der Zeichnungen. In der Zeichnung zeigt

F i g. I Twei Ausschnitte für eine Teilabbildung, F i g. 2 ein Diagramm zu F i g. 1,

F i g. 3 sechs Ausschnitte für verschiedene Teilabbildungen in linearer Anordnung,

Fi g. 4 ein Diagramm zu Fig. 3,

F i g. 5 ein Diagramm zur Erläuterung der Kombination mehrerer Teilabbildungen zu einer Gesamtabbildung,

F i g. 6 räumlich verteilte Ausschnitte einer rechteckigen Eintrittspupille,

F i g. 7 ein Diagramm zu Fig. 6,

F i g. 8 eine sechseckige Eintrittsblende unterteilt in gleichgroße sechseckige Ausschnitte,

F i g. 9 irr. Diagramm eine Position zweier Aus schnitte für eine Teilabbildung,

Fig. 10 im Blockdiagramm ein Teleskop nach der Erfindung,

F i g. 11 perspektivisch Teile des Teleskops aus Fig. 10.

Vor der eigentlichen Beschreibung eines Ausführungsbeispiels werden zunächst einige theoretische Grundlagen abgehandelt.

Bei Beobachtung eines inkohärente Strahlung abgebenden ausgedehnten Objekts, zum Beispiel durch ein astronomisches Fernrohr, wird das Auflösungsvermögen bestimmt durch das Verhältnis XID wobei λ die Wellenlänge und D den Durchmesser einer Eintrittspupille beziehungsweise der größte Abstand innerhalb des abgebildeten Bezirks der in Betracht gezogenen Wellenfront ist. Man kann das Auflösungsvermögen, wenn man nicht auf andere Informationen zurückgreifen will, nur dadurch erhöhen, daß man die Länge D vergrößert. Dieser Sachverhalt gilt im Frequenzbereich der Radiowellen, im optischen Frequenzbereich und auch im Röntgenstrahlenbereich und ist die Ursache dafür, daß astronomische Fernrohre mit großen Spiegeln ausgestattet werden, um ein hohes Auflösungsvermögen zu erzielen.

Aus der Intensitätsverteilung /0 (x, y) am Objekt erfolgt die Verteilung der Bildintensität /1 (x\, y\) in der Brennebene eines Teleskops oder Fernrohrs. Wenn die Übertragungsfunktion K (die Amplitudenverteilung in

Art Teleskopbrennebene in Abhängigkeit von einer pLktquelle) bekannt ist, dann läßt sich die Bildinteni, ijjitsverteilung ausdrücken durch Gleichung 1:

x,y)\ K(X₁-X)Ay₁-y)\²ddy. ⁵

■K' '><

In Gleichung 1 ist C eine photometrische Konstante. . Gleichung 1 kann in Raum- oder Winkel-Frequenn umgeschrieben werden zu Gleichung 2:

bei f und g die zweidimensionalen räumlichen 15 eLjuenzkoordianten sind. Dabei ist Fi (f, g) das «Mspektrum, pi> (f, g) das Objektspektrum und TJf, g) rf> Modulationsübertragungsfunktion des beteiligten «,tischen Systems, für die im folgenden die Abkürzung IJTF gebraucht wird. Das Objektspektrum Fo (f, g) ist 20 in komp'^exes Fourier-Spektrum und besteht aus einer Ilen punktion und einer komplexen Funktion und kann wie folgt geschrieben werden
Ausdruck 3:

Ro(/,gie

W g) >^st ebenfalls ein komplexes Fourier-Spektrum und kann geschrieben werden als Ausdruck 4:

MTF ist die Fourier-Transformierte von K(x\, y\) ². Wenn es sich um eine Linse ohne Phasenfehler 35 konstanter Transmission handelt, ist MTF für inkohärente Objekte die Autokorrelationfunktion der Blende. Wenn eine rechteckige Blende und nur eindimensionale Objekte vorliegen, ist die maximale Frequenz — das ist die Grenzfrequenz des Auflösungsvermögens - gegeben durch die Gleichung 5:

sin 1/'

In Gleichung 5 ist u' der Winkel zwischen einem die Linse in einem Achspunkt durchsetzenden Hauptstrahl und der Linsenachse, und sin u' ist die numerische Apertur dieser Linse.

Gemäß F i g. 1 sind zwei identische optische Aperturen mit der Kantenlänge b und dem Mittelpunktabstand a nebeneinander angeordnet. Die Länge b ist nicht klein im Vergleich zur Länge a, und beide Blenden haben den gleichen Brennpunkt. In Fig.2 ist die zugehörige eindimensionale AfTF zu diesen beiden Blenden aufgetragen. F i g. 3 zeigt ein »streifenförmiges« Teleskop mit / Blendenteilen, wobei i zum Beispiel 6 beträgt. Die Funktionen AfTF für die Blendenpaare 1 + II, I + III, ... I + i des Teleskops nach F i g. 3 sind ίο gestrichelt gegenüber der v-Achse in F i g. 3 aufgetragen, wobei ν die räumliche Frequenz ist und vmax der Auflösungsgrenze der beiden äußeren Blenden entspricht. Fig.4 zeigt, daß sich beim Auftrag dieser Funktionen Dreiecke ergeben, die mit gleichem ^s Abstand nebeneinandergereiht sind. Die Dreiecke wiederholen sich ;'— 2mal. Das Blendenpaar 1 + II irntprsrheidet sich von den anderen in seinem niedrigen Frequenzbereich, weil die Blendenpaare I + II benachbart sind und wie eine einzige Blende wirken. Die fur /-6 kombinierte Funktion AjTF ist in Fig.5 aufgetragen, wobei die Redundanz für niedrige Frequenzen entfernt ist und die Beiträge der anderen Frequenzbereiche nach Maßgabe des Vorkommens eines bestimmten Paars innerhalb des ^St[^eife"^s ausgewichtet sind. Zum Beispiel ist die Funktion fur das Blendenpaar I + IH mit vier multipliziert, weil man dieses Blendenpaar insgesamt in vier verschiedenen Stellungen über den Streifen nach F i g. 6 schieben kann. Die sich ergebende eindimensionale AiTF bei inkohärenter Strahlung ist durch die ausgezogene Linie in F i g. 5 aufgetragen. .

Nun kann man die Lösung des zweidimensionalen Problems angehen. Zu diesem Zweck wird jede Objektstrahlung Ιφ, y) in Polarkoordinate k (Q, ») transformiert. Dabei ist ρ die radiale Koordinate und » die Winkeikoordinate, und man erhält das zweidimensionale Spektrum, indem man eine Vielzahl von Beobachtungen eines »streifenartigen« Teleskops unter verschiedenen Azimuten vornimmt und die Ergebnisse wie oben beschrieben kombiniert .

Alle einzelnen Beobachtungen müssen dabei touriertransformiert werden mit dem entsprechenden räumlichen Phasenfaktor _e-'^Ä*0>^e>, denn alle Beobachtungen müssen auf das gleiche Koordiantensystem bezogen sein ehe die fouriertransformierten anderer Beobacntungen addiert werden können und die Redundanzen der tieferen Frequenzen entfernt werden können. L>ie erforderliche Transformation von Polarkoordinaten aui rechteckige Koordinaten wird dann mit numerischen Interpolationsverfahren durchgeführt. Das Ergebnis wird dann durch eine zweite Fourier-Transformation invertiert, so daß man die Bildwerte /. (f, g) erhalt, wobei Gewichte gegebenenfalls zugefügt werden können^ Wenn man die geeigneten Gewichte hinzufugt, dann ergibt sich ein Bild, wie es auch be: der Betrachtung durch ein normales Teleskop entsteht, und die zugehörige MTFentspricht der in F i g. 5 ausgezogenen Linie. Wenn dagegen keine Gewichte vorgesehen sind dann entspricht die MTFdes Instruments der m Fig.5 eingezeichneten gestrichelten Linie.

Allgemein ist es für optische Frequenzen vorteilhafter, zweidimensional mit einem »rechteck.gen« oder einem »sechseckigen« Teleskop zu arbeiten, weü s.cl· dann eine niedrigere Redundanz ergibt. Gemäß F ^ ist ein solches »rechteckiges« Teleskop zugrunde gelegt dessen Dimensionen durch den Faktor 5 (1 - a

^VeFü^r _r° alle'willkürlich herausgegriffenen räumliche] Frequenzen f,g\m Bereich

/ χ

7 HKiX

ergibt sich eine Summe über vier Beobachtungen, ui diese Summen sind gleich wegen der Normierung ui da die Blenden alle gleich groß sind. Es gilt mithin c Gleichung 6

7'(./.Kl - (I - -VuI(I - -V/1 +/Il -'VK)

- Il .1/ Ms,' -i-'V/'V? = 1. wobei ό ^und ό g die in F i g. 6 eingezeichneten Groß

sind. Außerhalb dieser Bereiche für /'und £· summieren sich weniger als vier Beobachtungen zu T. Dies hat seine Ursache in der Tatsache, daß die Kreuzkorrelationen eines Einheitsrechtecks innerhalb der gesamten Blende mit einem beliebigen f, g im obengenannten Bereich entweder dem Produkt mit sich selbst oder der Summe von vier Beobachtungen entspricht. Die MTFfür diesen zweidimensionalen Fall sind in F i g. 7 aufgetragen. Innerhalb des gemeinsamen Bereichs haben die räumlichen Frequenzen aller vier Beobachtungen von sich aus die gleiche Phase, und jede Abweichung der räumlichen Frequenzen von der Phasenproportionalität kennzeichnet eine Verschiebung des Koordinatensystems.

Für ein rechteckiges Teleskop mit einem Ausdehnungsfaktor / sind K Beobachtungen nötig, und es gilt die Gleichung 7

Diese Gleichung ergibt sich, weil die Ecke A aus F i g. 6 mit allen anderen Quadraten kombiniert werden kann, ausgenommen sich selbst, so daß sich P — 1 Paare ergeben. Die Ecke B aus Fig.6 kann mit allen Quadraten kombiniert werden, ausgenommen denen der oberen Zeile und der rechten Spalte, da diese Kombinationen bereits von der Ecke A aus belegt sind, so daß sich noch einmal (/— 1 )² Paare ergeben. Weitere Paare gibt es nicht, so daß sich K ergibt zu P— 1 + (/— \y wie in Gleichung 7 angegeben.

Die Zahl der Beobachtungen für quadratische Blenden und sechseckige Blenden (gemeint ist ein regelmäßiges Sechseck) sind in der nun folgenden Tabelle 1 für / < 11 angegeben.

Vermehrungsfaktor i	Anzahl der Beobachtungen	für sechseckige
	für quadratische	Blenden
	Blenden	9
3	12	30
5	40	63
7	84	108
9	144	165
11	220

F i g. 8 zeigt eine sechseckige Anordnung. Für jede Beobachtung werden zwei sechseckige Segmente benötigt. Bei allen Paaren mit gleichem Abstand und gleicher Art Azimutorientierung ist die Beobachtung die gleiche. Das bedeutet, daß die Beobachtung für das Paar 5 und C mit der für das Paar Dund £ sowie der für das Paar Fund Gsowie der für das Paar Hund K identisch ist Die Gesamtzahl Kder Segmente beträgt:

K =

der Erfindung jeweils über zwei Blenden, jeweils si groß wie eines der Sechsecke. Die Beobachtung erfolg mithin gemäß F i g. 8 immer über zwei der dargestellte] Sechsecke. Zur Erleichterung der Erläuterung sei nui angenommen, daß die Mittelpunkte eines solchei Sechseckpaares miteinander durch eine gerade Lini< verbunden sind. Eine solche Linie kennzeichnet dei Abstand und den Azimut-Winkel gegenüber einen Bezugsystem. Die Beobachtungsergebnisse von Paarei mit gleicher Distanz und gleichem Azimut-Winkel sin< identisch. Das heißt beispielsweise, daß gemäß Fig.! die Beobachtung auf Grund des Paares Bund Cmit de der Paare D- E F- G, H- K usw. identisch ist. Da bedeutet, daß es nicht mehr nötig ist, über die Paar« D- E F- G, H- K usw. zu beobachten, nachdem mai über das Paar B- Cbereits beobachtet hat.

Die Zahl der unter diesen Umständen mindesten: erforderlichen Beobachtungen zählt man am besten aus indem man diejenigen Paare zählt, die jeweils eine dei drei Eckpositionen A, Bund Centhalten, denn man kanr jedes beliebige Paar durch ein solches Paar mit einei Eckposition ersetzen.

Beginnt man in der Ecke Λ dann ergeben sid insgesamt 36 mögliche Paare, denn die Ecke A kann mi allen übrigen 36 Sechsecken zu jeweils einem Paai kombiniert werden. Die Anzahl Ki der sich se ergebenden Paare ist gegeben durch die Gleichung 9:

Die Gleichung 9 ist abgesehen von dem Subtrahenter »1« genauso wie die Gleichung 8. Es gibt keine weiteren Paare, die von der Ecke A ausgehen, aber es gibt noch Paare, die von der Ecke B ausgehen und nicht durch eines der genannter, ersetzbar sind. Das Paar B- C \s\ beispielsweise identisch mit dem Paar A-H und deshalb ist es ersetzbar und bedarf keiner weiteren Beachtung. Das Paar B-D dagegen ist sowohl hinsichtlich des Abstandes als auch hinsichtlich des Azimut-Winkels von jedem der Paare die von der Ecke A ausgehen verschieden und deshalb ein echtes neues Paar. Das gleiche gilt auch für das Paar B-F. Der zweite Partner der neuen mit der Ecke B zu bildenden Paare liegt jeweils in dem in Fig.8 gestrichelt eingefaßten Gebiet. Die Anzahl der neuen von der Ecke B aus bildbaren Paare, das sind also solche Paare, die nicht durch ein von der Ecke A ausgehendes Paar ersetzbar sind, ist gegeben durch die Gleichung 10.

Gemäß Fijj.8 ist der Vermehrungsfaktor /gleich 7. weil der Durchmesser des Gesamtbereichs gemäß Fig.8 siebenmal so groß ist wie der eines Sechsecks. Aus Gleichung 8 ergibt sich, daß in diesem Fall 37 Sechsecke nötig sind.

Der Gesamtbereich der von den 37 Sechsecken bedeckt wird, entspricht der Blende, in die die beobachteten inkohärenten elektromagnetischen Wel len einfallen. Die tatsächliche Beobachtung erfolgt nach

Entsprechend finden sich noch weitere neue Paare, die von der Ecke C ausgehen, das heißt also solche Paare, die weder durch ein von der Ecke A noch durch ein vo" der Ecke B ausgehendes Paar ersetzbar sind. Das ist zum Beispiel für das Paar C- F der Fall. Die Partner dieser neuen Paare liegen jeweils in dem durch die geixte Linie umgebenen Bereich. Die Anzahl der von der Ecke Causgehenden neuen Paare ist gegeben durch die Gleichung 11:

K,

Die Gesamtzahl der nicht durcheinander ersetzbaren Paare ist gegeben durch die Gleichung 12:

K = K₁ + K₁₁ + K_ni = \ (r -/).

Wie bereits bemerkt, ist es zur Beobachtung einer sechseckigen Blende gemäß F i g. 8 nicht erforderlich, dabei die in der Mitte gelegenen Sechsecke zu ι ο berücksichtigen, man kann vielmehr alle Paare durch solche Paare ersetzen, deren beide Partner auf dem Umfang liegen.

Diesen Umstand macht sich eine Weiterbildung der Erfindung zunutze, bei der die Abbildung über eine große Blende erfolgt und durch eine Folge von Beobachtungen über Paare kleinerer Blenden, die jeweils ausgewählte Positionen auf dem Umfang der großen Blende einnehmen, durchgeführt wird.

Man kann auf dieser Basis ein Teleskop bauen, das die gleichen optischen Grundcharakteristiken aufweist wie die üblichen Teleskope. Beide Objektive haben dabei einen gemeinsamen Brennpunkt und arbeiten auch immer in der gleichen konzentrischen Ringzone der Blende, so daß Aberration vermieden wird.

Das Teleskop ist auch aplanatisch, so daß das Bild über einen ausgedehnten Bereich keine nicht linearen räumlichen Phasenverschiebungen aufweist und daß man davon ausgehen kann, daß alle Teile der Wellenfront die auf Punkte in Achsnähe konvergieren den gleichen Radius haben.

F i g. 9 veranschaulicht die Funktion des weiter unten noch näher zu beschreibenden Teleskops. Die beiden in F i g. 9 dargestellten Spiegel 10 und 12 nehmen die Lage von Ausschnitten eines hyperbolischen Spiegels eines aplanatischen Teleskops mit großer EintrittspupiMe oder Blende ein. Die einzelnen Beobachtungen werden jeweils über diese beiden Spiegel 10 und 12 durchgeführt, wobei diese aber von Beobachtung zu Beobachtung ihre Winkellage verändern. Die Rotationsbewegung wird hier deshalb zur Verstellung bevorzugt, weil sie am leichtesten zu verwirklichen ist. Die Spiegel 10 und 12 sind kreisrund und mit einer sechseckigen Blende abgedeckt. Bei allen Beobachtungen befinden sich die beiden Spiegel 10 und 12 auf ein und demselben Kreisbogen und die äußere Tangente der Spiegel begrenzt die Blende des Teleskops. Die jeweiligen Positionen, die die Spiegel 10 und 12 bei den einzelnen Beobachtungen einnehmen — Position α und Position β gemäß F i g. 9 — sind so gewählt, daß alle Beobachtungen nach den oben dargelegten Grundsätzen entweder tatsächlich durchgeführt oder aus den durchgeführten abgeleitet werden können. Die Spiegel die Ausschnitte aus einer Hyperboloidfläche sind, werden um die Hyperboloidachse von einer Beobachtungsposition in die andere gedreht Gleichzeitig damit werden die sechseckigen Blenden, die vor den Spiegeln 10 und 12 angeordnet sind, gedreht, so daß sie ihre Winkellage im Raum beibehalten. Auf diese Weise können über diese beiden Spiegel alle erforderlichen Beobachtungen durchgeführt werden.

In Fig. 10 sind die funktioneilen Einheiten eines solchen Teleskops mit den zugehörigen Steuervorrichtungen angegeben. In Fig. 10 ist mit 22 das Teleskop, da", die rein optischen Elemente enthält, bezeichnet Zwei Spiegel mit einer sechseckigen Blende sind entsprechend den Ausführungen zu Fig.9 an radialen Armen angeordnet, die um eine gemeinsame Achse drehbar sind. Diese Teile sind in ein übliches Teleskof eingebaut und ersetzen dort den hyperbolischer Eintrittsspiegel.

Mit 14 ist ein Magnetbandsteuergerät bezeichnet, au! dessen Magnetbändern die Koordinaten für die Positionen der beiden Spiegel des Teleskops 22, unter denen die einzelnen Beobachtungen erfolgen sollen gespeichert sind. Diese Positionen sind nach der eingangs dargelegten Grundzügen ausgerechnet und in Form von digitalen Steuerdaten gespeichert. Diese Daten werden von einem Digital-Analogumsetzer ausgelesen, der daraufhin entsprechende analoge Positionssignale erzeugt.

An Stelle des Magnetbandsteuergeräts kann man natürlich auch ein anderes Steuergerät, zum Beispiel ein solches mit gelochten Karten oder einen Rechner mi) einem Kernspeicher, verwenden.

Die analogen Positionssignale gelangen an einen Antrieb 18, der über ein Getriebe 20 des Teleskops beziehungsweise dessen Spiegel in die einzelnen Beobachtungspositionen verstellt. Die Spiegel werden dabei um die Teleskopachse geschwenkt und gleichzeitig wird dabei die Winkellage der sechseckigen Blenden bezogen auf ein feststehendes Bezugssystem konstant gehalten. Bei jeder neuen Position erfolgt eine Beobachtung und jede dieser Beobachtungen wird für sich auf eine besondere fotografische Platte aufgezeichnet.

Sobald alle erforderlichen Beobachtungen durchgeführt und auf fotografische Platten aufgezeichnet sind, werden diese in einem Datenverarbeiter 24 zu einer einzigen kombinierten Fotografie verarbeitet und zusammengefaßt. Das Magnetbandsteuergerät 14, der digitale Analogumsetzer 16, der Antrieb 18 und das Getriebe 20 können nach bekannten und üblichen Gesichtspunkten aufgebaut sein, weshalb diese Teile im einzelnen nicht näher erläutert werden. Das Teleskop 22 und das Datenverarbeitungsgerät 24 sind dagegen in besonderer Weise ausgebildet und werden im folgenden im einzelnen erläutert

In F i g. 11 sind die für die Erfindung bemerkenswerten Teile des Teleskops 22 perspektivisch dargestellt. In seinen übrigen optischen Grundzügen ist dieses Teleskop nach Cassegrain aufgebaut, es kann jedoch auch nach anderen optischen Grundprinzipien, zum Beispiel nach H e r s c h e 1 oder Newton, aufgebaut sein. Man kann auch Refraktionsoptiken oder hochempfindliche fotografische Objektive vorsehen.

An Stelle eines Reflexionsspiegel mit sehr großem Durchmesser, dessen Umfang in Fig. 11 durch die strichpunktierte Linie 26 angezeigt ist, sind bei dem Ausführungsbeispiel nach F i g. 11 zwei kleinere Spiegel 2t und 30 vorgesehen, die an radialen Armen 32 und 34 gelagert sind Die Arme 32 und 34 sind drehbar an einer Welle 36 gelagert Die Spiegel 28 und 30 sind durch sechseckige Blenden 38 und 39 abgeblendet Die beiden Spiegel 28 und 30 sind Ausschnittsflächen aus der Fläche eines sonst üblichen Reflektorspiegels. Für diesen großen sogenannten Fangspiegel verwendet man vorzugsweise eine hyperbolische Form, um aplanare Abbildungen zu erzielen. Von dieser hyperbolischen Grundform wird zweckmäßig auch hier ausgegangen.

Die beiden Spiegel 28 und 30 sind in die elektromagnetische Wellenstrahlung, die von dem zu beobachtenden Objekt ausgeht gerichtet Im vorliegenden Fall handelt es sich um elektromagnetische Strahlung, die von einem Stern oder Planeten ausgeht Die Strahlen 4OA und 4OB aus dieser Gesamtstrahhmp.

Fallen in die Spiegel 28 und 30 ein und werden in einem Spiegel 41 reflektiert. Der Spiegel 41 ist an einem Arm 42 gelagert, der seinerseits drehbar an der Welle 36 gelagert ist, und zwar so, daß der Arm 42 immer so verschwenkt werden kann, daß er den Lichteinfall in die Spiegel 28 und 30 nicht behindert. Die von dem Spiegel 41 reflektierte Strahlung fällt in Kompensatoren 44 und 46 zur Kompensation von Phase und Lage. Bei den Kompensatoren 44 und 46 handelt es sich um optische Vorrichtungen, die weiter unten im einzelnen erläutert werden. Die Strahlen werden dann in einem gemeinsamen Brennpunkt auf dem Detektor 48 vereinigt.

Der Detektor 48 spricht auf die sich durch Überlagerung ergebende Gesamtintensität der beiden Strahlen an. Beim dargestellten Ausführungsbeispiel weist der Detektor 48 eine fotografische Emulsion auf, die diese Intensität registriert. Der Detektor 48 kann auch aus einer Fotozellenanordnung oder einer Fernsehkamera bestehen. Mit 50 ist ein Abschirmzylinder bezeichnet, der den Detektor 48 vor äußerer Störstrahlung schützt

Die Strahlen 4OA und 4OB konvergieren auf einen geometrischen Brennpunkt, der auf dem Detektor 48 gelegen ist und durch das oben beschriebene Brechungsphänomen verwischt wird. Andere Strahlenbündel konvergieren auf andere räumliche Bereiche des Detektors 48. Die anderen Strahlenbündel treffen den Detektor 48 unter einem etwas anderem Winkel. Mit 52 ist ein kleiner Beobachtungsspiegel bezeichnet, der oberhalb des Detektors 48 angeordnet ist und ein anderes solches Bündel über eine öffnung im Blendenzylinder 50 in einem Tastgerät 54 spiegelt, das die relative Phasenlage beider Strahlen und die Stellung beider Strahlen abtastet. Das Tastgerät 54, das im einzelnen weiter unten beschrieben wird, erzeugt Signale nach Maßgabe der gemessenen Phase und Position die steuernd an die Kompensatoren 44 und 46 gelangen.

Die Wellen, an denen die Arme 32, 34 und 42 angeordnet sind, sind ihrerseits drehbar rechtwinklig an einer Deklinationsachse gelagert, die wiederum ihrerseits rechtwinklig und drehbar an einer Polarachse 58 gelagert ist. Den Achsen 56 und 58 entsprechende Achsen sind auch bei bekannten Teleskopen zur Lagerung vorgesehen.

Das Teleskop gemäß F i g. 11 wird nach den an Hand der Fig. 10 bereits erörerten Grundzügen betrieben. Die einzelnen Positionen, die die beiden Spiegel 28 und 30 für jede Beobachtung einer Beobachtungsfolge einnehmen, sind vorbestimmt. Die Positionen und auch ihre Anzahl hängt von der Größe des Umfangs gemäß der strichpunktierten Linie 26 und dem Durchmesser

^ der Blenden 38 und 39 ab. Die dazu erforderlichen Steuerinformationen sind in einem Magnetband gespeichert und werden über einen Digitalanalogumsetzer, einen Spiegelantrieb und ein Zahnradgetriebe in Spiegelposition umgesetzt. Der Spiegelantrieb und das

ίο Zahnradgetriebe zum Drehen der Arme 32 und 34 ist in einem Gehäuse 60 untergebracht. Das Zahnradgetriebe zum Verstellen der Blenden 38 und 39 kann gemäß den Zahnrädern 29 und 31 unmittelbar die Blenden antreiben. Zum Antrieb der Zahnräder 29 und 31

ι j können Zahnstangen und dergleichen vorgesehen sein, die innerhalb der Arme 33 und 35 untergebracht sind.

Für jede der verschiedenen erforderlichen Beobachtungen wird die sich durch Überlagerung ergebende Gesamtintensität der beiden konvergierenden Strahlen fotografisch auf einer besonderen Platte des Detektors 48 registriert. Der Detektor 48 kann zu diesem Zweck nach Art einer Filmkamera aufgebaut sein, mit einer Filmspule, die bei jeder Beobachtung um ein Bild weitertransportiert wird. Der Weitertransport kann von

Hand oder durch einen einfachen mechanischen Antriebsmechanismus erfolgen.

Wenn alle erforderlichen Beobachtungen durchgeführt sind und die Beobachtungsergebnisse auf einzelnen fotografischen Platten des Detektors 48 registriert

ίο sind, dann werden die einzelnen Registrierungen zu einem einzigen gemeinsamen Bild kombiniert Zu diesem Zweck dient das in Fig. 10 angegebene Datenverarbeitungsgerät 24, das diese Kombinierung nach den oben beschriebenen theoretischen Grundla-

is gen vornimmt Dabei wird zunächst die Fourier-Transformation der einzelnen aufgezeichneten Intensitätsverteilungen bestimmt Die Redundanzen der tiefen Frequenzen werden dann entfernt und die Spektren addiert. Die resultierenden addierten Spektren werden

dann invers nach Fourier transformiert, um ein einzelnes Bild zu erzielen. Das auf diese Weise erzeugte einzelne Bild ist das gleiche wie das Bild, das man als Abbildung bei einem entsprechend aufgebauten Teleskop konventioneller Bauart erzielt

Man kann die Informationen, die fotografisch aufgezeichnet sind, digitalisieren und die Kombination an Hand dieser digitalisierten Daten in einem Digital-Rechner durchführen.

Hierzu 4 Blatt Zeichnungen

Claims (2)

Patentansprüche:

1. Astronomisches Spiegelteleskop mit hohem Auflösungsvermögen, bei dem ein Intensitätsdetektor in der Bildebene der Optik angeordnet ist und die Optik aus zwei optischen Kanälen besteht, die jeder für sich einen sechseckigen Teilbereich der Eintrittspupille der Optik ausblenden, und ein Bild gewonnen wird aus einer Folge aufeinanderfolgender Teilbilder 1 ο und bei jedem Teilbild die beiden Kanäle auf verschiedene Positionen gegenseitiger Zuordnung auf einer gemeinsamen Kreisbahn innerhalb der Eintrittspupille eingestellt sind, und ein zugehöriger Intensitätsmeßwert in dem Intensitätsdetektor ermitteit wird, derart, daß die Intensitätsmeßwerte der ganzen Teilbildfolge Informationsinhalt aus allen Regionen des optischen Bildes enthalten, dadurch gekennzeichnet, daß die Blenden (38, 39) der Teilbereiche gleich groß sind und unabhängig von den verschiedenen Positionen auf der Kreisbahn (26) in immer der gleichen Winkellage bezogen auf eine Drehbewegung um die Mittelnormale der Sechseckfläche gehalten werden.

2. Astronomisches Spiegelteleskop nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, daß zwei koaxial zur Teleskopachse unabhängig voneinander umlaufende, antreibbare Arme (33, 35) vorgesehen sind, an deren freien Enden mit gleichem radialem Abstand je ein Spiegel (28, 30) für je einen Teilbereich drehbar um die Spiegelnormale gelagert ist, und daß für jeden Spiegel ein in Abhängigkeit vom Umlauf des zugehörigen Armes wirkender Drehantrieb (29, 31) vorgesehen ist

35