反射式望远镜设计
m球反射面射电望远镜FAST
3、执行器
射电望远镜主动反射面控制系统中的执行器主要包括液压装置、电动装置和气 动装置等。这些执行器能够根据控制器的指令对反射面进行精确的调整，以保 证望远镜的观测精度。
三、射电望远镜主动反射面控制 技术的优势
射电望远镜主动反射面控制技术具有以下优势：
1、提高观测精度：通过对反射面的精确调整，能够有效地提高射电望远镜的 观测精度。
m球反射面射电望远镜FAST
目录
01 一、FAST的构造与原 理
02 二、FAST的特点
03 三、FAST的科学价值
04 四、FAST的社会价值
05 五、未来展望
06 参考内容
标题：500米球反射面射电望远镜FAST：探索宇宙的巨眼
FAST，全名为"500米球反射面射电望远镜"，是中国自主研发的全球最大单口 径射电望远镜。它像一只巨大的"天眼"，用其强大的观测能力，帮助人类探索 未知的宇宙。
一、FAST的构造与原理
FAST由钢构支撑的铝制球面反射面、馈源舱和接收机等主要部分构成。球面反 射面呈球形，半径为500米，这是世界上最大的单口径射电望远镜。馈源舱是 一个可移动的舱体，装有无线接收器和精准指向装置，负责收集球面反射面反 射回来的射电波，并将射电波指向需要观测的天区。接收机则是处理和分析射 电波的设备，把微弱的射电波转化为数据，供科学家们研究。
二、FAST的特点
1、巨型球面反射面：FAST的球面反射面使其具有更大的观测面积和更高的灵 敏度，可以捕捉到更远、更微弱的射电信号。
2、可移动馈源舱：馈源舱的可移动性使其能随时调整方向，对不同天区进行 观测。
3、高精度指向技术：馈源舱的指向装置采用了先进的航天技术，能将射电波 精确地指向目标天区。
天文望远镜光学原理
天文望远镜光学原理天文望远镜是一种用来观察和研究天体的仪器，它通过光学原理收集、聚焦和放大远处的天体光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的各种天体现象。
下面将从反射式望远镜和折射式望远镜两个方面介绍天文望远镜的光学原理。
反射式望远镜采用反射原理，主要由主镜和目镜组成。
主镜是望远镜最重要的部分，它通常由一块曲面光学玻璃或金属制成，成为抛物面或拋物面。
当天体的光线进入望远镜时，首先被主镜反射，然后聚焦到焦点上。
目镜位于主镜焦点的位置，其作用是将焦点处的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
目镜通常由多组透镜组成，可以增加光线的放大倍数和改善图像的质量。
折射式望远镜则采用折射原理，主要由物镜和目镜组成。
物镜是望远镜的主要光学部件，通常由一块透明的凸透镜或凹透镜制成。
当天体的光线通过物镜时，会发生折射现象，光线将聚焦在物镜的焦点上。
目镜位于物镜焦点处，其作用和反射式望远镜的目镜类似，将焦点上的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
无论是反射式望远镜还是折射式望远镜，都需要配备一个支撑和调节系统，以确保天体在观测过程中能够保持稳定和准确的定位。
在反射式望远镜中，通常通过一个望远镜支架将主镜固定在合适的位置上，并使用一组驱动器和仪表来调节和控制望远镜的运动。
而在折射式望远镜中，通常通过一个高精度的赤道仪来支持和追踪天体运动，以确保望远镜可以准确地跟随天体的轨迹。
在光学设计上，望远镜的主要目标是尽可能提高图像的清晰度和分辨率。
为了达到这个目标，望远镜需要尽可能聚焦天体的光线到一个小的焦斑上，同时减少镜面和透镜的形状和表面误差对图像质量的影响。
此外，望远镜还需要具备良好的红外和紫外光线的透射特性，以便观测更广泛的光谱范围。
总之，天文望远镜实现天体观测和研究的关键在于光学原理的运用。
通过反射或折射原理，望远镜能够聚焦并放大天体的光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的奇妙景象。
同时，望远镜还需要具备稳定的支撑和调节系统，以确保观测的准确性和精确性。
望远镜的简单构造
伽利略型望远镜
人类第一架望远镜,使用凹透镜当目镜,透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像,地表观物很方便但不能扩大视野,目前天文观测已不再使用此型设计。
开普勒型望远镜
使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型,成像上下左右巅倒,但这样对我们天体观测是没有影响的,因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。
反射式望远镜
反射望远镜不用物镜而用叫主镜的凹面的反射镜。
另外有一面叫做次要镜的小镜将主
镜所收集的光反射出镜筒外面,由次要镜反射出来的光像再用目镜放大来看,反射式最大的长处是由于主镜是镜子,光不需通过玻璃内,所以完全不会有色差,也不太会吸收紫外光或红光,因此非常适合分光等物理观测,虽无色差但有其它各类的像差。
如将反射凹面磨成抛物线形(Parabolic),则可消除球面差。
因为镜筒不能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。
此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低,另外像的稳定度也不及折射式望远镜。
光学课程设计望远镜系统结构参数设计
光学课程设计——望远镜系统结构参数设计一设计背景：在现在科学技术中，以典型精密仪器透镜、反射镜、棱镜等及其组合为关键部分的大口径光电系统的应用越来越广泛。
如：天文、空间望远镜；地基空间目标探测及识别；激光大气传输、惯性约束聚变装置等等……二设计目的及意义（1）、熟悉光学系统的设计原理及方法；（2）、综合应用所学的光学知识，对基本外形尺寸计算，主要考虑像质或相差；（3）、了解和熟悉开普勒望远镜和伽利略望远镜的基本结构及原理，根据所学的光学知识（高斯公式、牛顿公式等）对望远镜的外型尺寸进行基本计算；（4）、通过本次光学课程设计，认识和学习各种光学仪器（显微镜、潜望镜等）的基本测试步骤；三设计任务在运用光学知识，了解望远镜工作原理的基础上，完成望远镜的外形尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易或原理设计。
并介绍光学设计中的PW法基本原理。
同时对光学系统中存在的像差进行分析。
四望远镜的介绍1．望远镜系统：望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。
利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像，再经过一个放大目镜而被看到。
又称“千里镜”。
望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角，使人眼能看清角距更小的细节。
望远镜第二个作用是把物镜收集到的比瞳孔直径（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼,使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。
2．望远镜的一般特性望远镜的光学系统简称望远系统，是由物镜和目镜组成。
当用在观测无限远物体时，物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合，光学间隔d＝o。
当月在观测有限距离的物体时，两系统的光学问隔是一个不为零的小数量。
作为一般的研究，可以认为望远镜是由光学问隔为零的物镜和目镜组成的无焦系统。
这样平行光射入望远系统后，仍以平行光射出。
图9—9表示了一种常见的望远系统的光路图。
为了方便，图中的物镜和目镜均用单透镜表示。
这种望远系统没有专门设置孔径光阑，物镜框就是孔径光阑，也是入射光瞳，出射光瞳位于目镜像方焦点之外，观察者就在此处观察物体的成伤情况。
天文望远镜原理和制作方法
天文望远镜原理和制作方法
天文望远镜是一种用于观测天体的光学仪器，它的原理是利用透镜或反射镜将光线聚焦到焦点上，使得观测者能够看到更加清晰的天体图像。
下面我们来了解一下天文望远镜的原理和制作方法。
天文望远镜的原理
天文望远镜的原理主要分为两种，一种是折射式望远镜，另一种是反射式望远镜。
折射式望远镜是利用透镜将光线折射，使得光线聚焦到焦点上，形成清晰的图像。
透镜的形状和大小决定了望远镜的放大倍数和视场角。
折射式望远镜的优点是图像清晰，色差小，但是透镜的制作难度较大，成本也较高。
反射式望远镜则是利用反射镜将光线反射，使得光线聚焦到焦点上，形成清晰的图像。
反射镜的形状和大小决定了望远镜的放大倍数和视场角。
反射式望远镜的优点是透镜制作难度小，成本较低，但是需要定期清洁反射镜。
天文望远镜的制作方法
天文望远镜的制作方法主要分为以下几个步骤：
1. 设计望远镜的光学系统，包括透镜或反射镜的形状和大小，以及
焦距等参数。
2. 制作透镜或反射镜，透镜需要使用高纯度的玻璃材料，反射镜需要使用高反射率的金属材料。
3. 制作望远镜的机械结构，包括望远镜的支架、焦距调节机构等。
4. 调试望远镜的光学系统，包括调整透镜或反射镜的位置和角度，以及调整焦距等参数。
5. 测试望远镜的性能，包括分辨率、视场角、放大倍数等参数。
天文望远镜是一种非常重要的天文观测工具，它的原理和制作方法都需要经过严格的设计和调试。
只有掌握了天文望远镜的原理和制作方法，才能更好地观测天体，探索宇宙的奥秘。
中国反射施密特式郭守敬望远镜
天文动手做/天文望远镜系列科迷街20世纪80年代前，中国几乎没有自主知识产权的大型专业天文望远镜。
改革开放以来，我国国力日渐增强，也陆续自主研制了一些1-2米级的望远镜，但与世界水平相比还有很大差距。
20世纪90年代，以王授琯院士、苏定强院士为首的科学家提出了“反射施密特式望远镜”方案。
该方案瞄准国际天文届亟待解决的大口径与大视场的矛盾，希望开辟中国自主研制大口径望远镜的发展道路。
后来，在崔向群院士带领下，中国建设者于2008年建成大口径望远镜并安装在国家天文台兴隆观测基地，成为中国首个具有完全自主知识产权、同类设备国际领先的大型光学天文仪器。
该望远镜于2010年经征集命名为“郭守敬望远镜”，2011年对外开放使用。
中国赶超世界的大口径望远镜计划中国科学院LAMOST天文望远镜◎文图 中国科学院国家天文台郭红锋. All Rights Reserved.郭守敬望远镜，全称“大天区面积、多目标、光纤、光谱天文望远镜”，英文名为“Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope (缩写LAMOST)”。
这个名称很长，代表很多意思。
第一，它具有一次观测“大天区面积”的能力，就是说它的视场很大，是同等口径常规望远镜的5倍以上，达到20多平方度；第二，这么大的视场，适合于一次观测多个目标（设计达到4000个之多），大大提高了观测效率；第三，采用先进的光纤传输光路，保证多目标光线的精确收集和传输；第四，它观测的是天体目标的光谱信息，内含比简单测光更加丰富的天体物理数据。
可以说，这些优点都得益于郭守敬望远镜巧妙创新的光学结构设计和新技术的应用。
截至目前，它是我国最大的光学望远镜，也是世界上最大口径的大视场望远镜和光谱获取率最高的望远镜，使中国进入了世界上少数几个具备自主研制巨型望远镜能力的国家。
前面我们已经讲过，施密特望远镜光路的巧妙之处在于用一块波浪形的折射改正镜放在球面反射主镜的前面，改正球差，并使望远镜有较大的视场。
制造望远镜的原理
制造望远镜的原理望远镜是一种用于观察远处物体的光学仪器。
它通过利用光的反射和折射原理，将远处的景物或物体的信息在放大后传递给观察者的眼睛，使观察者能够更清晰地观察远处物体。
制造望远镜的原理主要包括光学成像原理、反射和折射原理，以及适用于不同类型望远镜的镜头设计。
首先，望远镜的光学成像原理是基于物体的光线经过透镜或反射镜的折射或反射，最终在焦点处形成一个清晰的倒立图像。
根据这个原理，望远镜中的物体镜头（目镜）和目镜镜头（物镜）共同协作，在望远镜的焦平面上形成倒立、放大的物体的图像。
在望远镜中，常用的镜头包括物镜和目镜。
物镜是负责收集远处物体光线的镜头，也是望远镜的主体部分。
物镜通常由一个或多个透镜组成，这些透镜负责将从远处的物体发出的光线聚焦在望远镜焦平面上，形成一个倒立、放大的真实图像。
这个真实图像通常位于望远镜焦点处。
目镜是用于观察物镜中形成的真实图像的镜头，通过放大真实图像并将其直立，使观察者能够更方便地观察物体。
目镜通常由一个或多个透镜组成，通过这些透镜使真实图像放大，同时也修正了物体镜头不可避免的像差问题。
其次，望远镜还可以通过镜面反射或折射来实现光线的收集和成像。
反射望远镜采用反射镜设计，主镜由一个或多个曲面反射镜组成。
远处光线首先被主镜反射，并且经过反射后聚焦在望远镜焦平面上，形成一个倒立的真实图像。
然后，在焦平面上放置一个倒置透镜，将倒立的真实图像翻转为直立的虚拟图像，使观测者能够更方便地观察。
折射望远镜通常由一个或多个精确设计的透镜组成，这些透镜通过折射光线来实现成像。
光线从物体或景物传入物镜，并在物镜上折射，最终在焦点处聚焦形成一个真实的倒立图像。
然后，通过透镜组合再次翻转图像，将其变为直立虚拟图像供观察者观察。
最后，在制造高性能望远镜时还需要注意到一些设计参数和要点。
例如，焦距是望远镜设计中的重要参数之一，它决定了观察者能够观察到的景深范围。
较长的焦距适合观察远处物体，而较短的焦距适合观察近距离物体。
光学课程设计望远镜系统结构参数设计说明
——望远镜系统结构参数设计设计背景：在现在科学技术中,以典型精密仪器透镜、反射镜、棱镜等及其组合为关键部分的大口径光电系统的应用越来越广泛。
如：天文、空间望远镜；地基空间目标探测与识别；激光大气传输、惯性约束聚变装置等等……二设计目的及意义〔1、熟悉光学系统的设计原理及方法；〔2、综合应用所学的光学知识,对基本外形尺寸计算,主要考虑像质或者相差；〔3、了解和熟悉开普勒望远镜和伽利略望远镜的基本结构及原理,根据所学的光学知识〔高斯公式、牛顿公式等对望远镜的外型尺寸进行基本计算；〔4、通过本次光学课程设计,认识和学习各种光学仪器〔显微镜、潜望镜等的基本测试步骤；三设计任务在运用光学知识,了解望远镜工作原理的基础上,完成望远镜的外形尺寸、物镜组、目镜组及转像系统的简易或者原理设计。
并介绍光学设计中的PW 法基本原理。
同时对光学系统中存在的像差进行分析。
四望远镜的介绍1．望远镜系统：望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器。
利用通过透镜的光线折射或者光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像,再经过一个放大目镜而被看到。
又称"千里镜"。
望远镜的第一个作用是放大远处物体的张角,使人眼能看清角距更小的细节。
望远镜第二个作用是把物镜采集到的比瞳孔直径〔最大 8 毫米粗得多的光束,送入人眼,使观测者能看到原来看不到的暗弱物体。
2．望远镜的普通特性望远镜的光学系统简称望远系统,是由物镜和目镜组成。
当用在观测无限远物体时,物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合,光学间隔 d＝o。
当月在观测有限距离的物体时,两系统的光学问隔是一个不为零的小数量。
作为普通的研究,可以认为望远镜是由光学问隔为零的物镜和目镜组成的无焦系统。
这样平行光射入望远系统后,仍以平行光射出。
图9—9 表示了一种常见的望远系统的光路图。
为了方便,图中的物镜和目镜均用单透镜表示。
这种望远系统没有专门设置孔径光阑,物镜框就是孔径光阑,也是入射光瞳,出射光瞳位于目镜像方焦点之外,观察者就在此处观察物体的成伤情况。
自制天文望远镜的几种方法
自制天文望远镜的几种方法第一种方法:现有以下材料：焦距为120mm，口径为40mm的凸透镜*2焦距为40mm，口径为25mm的凸透镜*2口径为20mm的凹透镜*2如果要倍率尽可能的大，镜片应该怎样搭配？问题补充：谢谢wjj253465799 的帮忙，不过我没说清楚，*2是指2个，也就是说口径为40凸镜的有2个，口径为25的凸镜有2个，凹镜也有2个最佳答案:用焦距为120mm，口径为40mm的凸透镜*2 做物镜口径为20mm的凹透镜*2做目镜焦距为40mm，口径为25mm的凸透镜*2 放在最后做增倍镜第二种方法:2）制作方法a）选择物镜和目镜。
买来的物镜测定焦距，把物镜对着太阳，在镜片的另一侧放张白纸板，前后移动白纸板，使太阳在白纸板上成像清晰。
用直尺量出镜片到白纸板的距离，这个距离就是镜片的焦距，为17.8厘米。
目镜的焦距已测得，是2厘米。
b）设计镜筒。
为了便于调节焦距，以适应视力不同的人观测，整个镜筒做成两节，一节是物镜镜筒，一节是目镜镜筒。
它们都用黄纸板（马粪纸）制作。
物镜镜筒的直径约等于物镜的直径，物镜镜筒的长度约等于物镜的焦距。
目精镜筒的直径约等于目镜的直径，目镜镜筒的长度比目镜焦距长50~80毫米。
目镜镜筒的外径等于物镜镜筒的内径，使得目镜镜筒既能插入物镜镜筒，又能贴得比较紧，便于前后调节焦距。
c）物镜镜筒的制作。
先找一根长度稍长于物镜焦距、直径约等于物镜直径的圆管做芯柱。
物镜镜筒用黄板纸条卷绕两三层制作。
先把黄板纸切成70~80毫米宽的纸条。
其中准备做第一层的黄板纸条，一面涂上墨，等墨干透后就可以卷镜筒了。
注意墨面朝里，以消除杂散光。
在芯柱上卷绕黄板纸条的时候，纸条一圈紧挨一圈，不能有间隙，也不能重叠。
在镜筒的两端和纸条的接头处，要用涂有浆糊或胶水的牛皮纸固定好。
第一层卷好后，在第一层外面涂上浆糊或胶水，然后卷绕第二层。
为了粘得更牢，第二层的黄板纸条里面也涂上浆糊或胶水。
第二层的卷绕方向和第一层相反。
10倍望远镜光学系统设计（普罗型）
10倍望远镜光学系统设计（普罗型）10倍望远镜光学系统设计（普罗型）摘要⽬前国内⽣产望远镜的⼚家（公司）较多，产品⼤部分销于国外，⽽对产品的性能精度要求越来越⾼，为适应社会要求，为使学⽣初步掌握光学仪器设计过程，光学系统是在透镜的基础上，以不同的组合来实现的，深⼊研究了正负透镜的成像规律和组合光路的成像特性，才能更好的研究复杂的光学系统，为⾼科技普及于民打下坚实基础。
进⼊⼆⼗⼀世纪，科学技术飞速发展，对应⽤软件的开发和使⽤，成为社会发展的重要途径。
本课题研究的主体是10倍普罗型望远镜光学系统。
普罗棱镜⼜叫直⾓棱镜，是传统的经典设计，⽐较常见的设计是由两个完全相同的直⾓棱镜构成，优点是形状简单，容易加⼯和装配，缺点是相对屋脊棱镜，重量和体积较⼤。
设计出10倍普罗型望远镜的技术指标：放⼤率10* D/f＇=1:6 视场2w =5°正像视度调节范围±5折光度. 分别计算出物镜、⽬镜的焦距，出瞳、⼊瞳的直径，视场光阑的直径，⽬镜的视场⾓，瞳距，⽬镜⼝径，⽬镜的视度调节范围。
将所得数据输⼊ZEMAX软件实现像差的校正与平衡。
最终设计出合格望远镜，画出零件图。
关键词：光学系统设计；望远镜；透镜成像；像差T en times the optical telescopes system design（porro）AbstractThe current domestic production of a telescope of the manufacturer said that most of the foreign product to sell, with the product and higher accuracy, in order to adapt to society, to prepare students to master optical instrument for the preliminary design process 。
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On-Axis Reflective Telescopes
Dall-Kirkham (TDK-9) z Cassegrain
Dall-Kirkham (TDK-9) Telescope Focusing Dall-Kirkham Telescope (TDK-9)
• Primary Diameter: 22" (560 mm) • Focal Length: 10 meters
• Obscuration: 5% area • Outline Dimensions: 26" φ X 58.5" length (66 mm φ X 149 mm
length) • System Wavefront: 1 λ at 0.63 µ • High Quality black body calibration collimator system design, for 3 to 15 micron region • Aluminum Housing
Dall-Kirkham (TDK-9) Outline Drawing
Afocal Dall-Kirkham Telescope (TDKA-10)
• 10 X magnification • Primary (Output) Mirror Aperture: 10.5" (267 mm) • System Wavefront: λ / 6 Peak-to-Peak (λ = 0.6328 µ) • Central Obscuration: <4% Area • Outline Dimensions
Diameter: 13" (330 mm) Length: 28" (710 mm) • Weight: 75 lbs. (34 kg)
Cassegrain Telescope (TC-5.6)
Narrow field of view, all-reflective, IR telescope designed for low scatter and diffraction limited performance @ 3.5 microns.
• Primary Diameter: 6.8" (172 mm) • EFL Telescope: 37.8" (960 mm) • BFL from Primary: 5.1" (129 mm)
• f/5.6 central obscuration < 15% area • 40/20 mirror surface finish • Mirror Surface Accuracy: λ / 2 @ 0.63 µ
• Temperature Range: 25º ± 10º C
• Coatings: 99% reflectivity, enhanced silver • Outline Dimensions: 9.1" φ X 12.32" length (230 mm φ X 310 mm length) • Blur Circle Diameter @ 0.63 µ (80% energy) 1) On-Axis: 40 µ
2) ½ field (4 minutes): 40 µ 3) Full Field (8 minutes): 60 µ • Baffled Housing to reduce scattering for entrance angles up to 10° off-axis
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7 Stuart Road Chelmsford, MA 01824
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9 Large Aperture Telescope
Light Collecting Telescope (TLB 8.3-36)
The large aperture light collecting telescope is an economical solution to your LIDAR needs. This large aperture "Light Bucket" is extremely lightweight, compact and efficient, providing broadband performance over the UV, Visible, and IR range in a laboratory / outdoor environment. Durable coatings may be peaked for specified wavelengths. Specifications System f/#: f/8.3 Primary (Input) Mirror Aperture: 36" (910 mm) Blur Spot Diameter: 1" (25 mm) Effective Focal Length: 300" (7620 mm) Back Working Distance: 11" (280 mm) Central Obscuration: 6% Area Mirror Coating: Protected Aluminum Outline Dimensions Diameter: 39" (990 mm) Length: 60" (1520 mm) Weight: 230 lbs. (104 kg) Shipping Weight: 300 lbs. (136 kg)
Light Collecting Telescope
10 Wide Field of View Telescope
Ritchey-Chretien Telescope (TRC-3)
The wide field of view focusing telescope is a large aperture telescope that employs two hyperboloid mirrors for increased field-of-view. The Ritchey-Chretien design corrects for spherical aberration and coma. Internal stray-light baffles, durable broadband mirror coatings, and detachable thermal shield enhance the TRC-3's laboratory and field applications. Specifications System f/#: f/3 Aperture: 11.7" (297 mm) Back Working Distance: 4.4" (112 mm) Central Obscuration: 36% Area Full Field Of View: 0.8° Wavefront Accuracy: λ/2 P-P at 63 µ Coating: Protected Aluminum, 0.45 - 20.0 µ Outline Dimensions Diameter: 14.5" (368 mm) Length: 17.4" (442 mm) Weight: 61 lbs. (28 kg) Shipping Weight: 91 lbs. (41 kg)
Ritchey-Chretien Telescope Ritchey-Chretien Telescope Performance Wave- Blur Blur Spot Diameter length Spot On-Axis Half-Field Full-field (µ) (%) 10-3 in µ 10-3 in µ 10-3 in µ 4.0 80 2.5 63.5 2.6 66.0 3.3 83.8 90 3.9 99.1 4.4 111.8 5.4 137.2 10.6 80 6.3 160.0 6.3 160.0 6.5 165.1 90 9.8 248.9 9.9 251.4 10.4 264.2
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11 4 Mirror Afocal Telescope This is an all reflective afocal telescope for an airborne application. It was designed as the front end telescope for an imaging spectrometer. The system is shown with the transport covers over the optics. Specifications: • 10" Clear Aperture • 10x Magnification • Capable of Multi-Spectral Operation from Visible to Far Infrared • Wide FOV Design • 4 Mirror Off Axis Unobscured Design (four powered optics) • Zerodur® Mirrors with Protected Gold Coatings • λ/10 Wave Surface Accuracy @ 632.8 nm • Aluminum 6061-T6 Structure • Invar Metering Rod System to Control Separation of Primary and Secondary Optics • -40º to +40ºC Operating Range In the picture on the right, the upper Invar metering rod is visible next to the main support tube. The Invar rods provide the athermalization for this system. The system is undergoing final interferometric test in this photo and some of the test equipment is visible behind the system. This is being picked up by a fold mirror on a rotary stage to feed into the LUPI (Laser Unequal Pathlength Interferometer). This is necessary to allow testing of the large field of view angles. All the optics are aspheric except for the convex spherical Tertiary. The entrance pupil and exit pupil are a fair distance from the optics in this system. A Ray Trace of the 4 Mirror Afocal Telescope System