3. Gözlem Aletleri

3.1. Teleskoplar

3.1.1. Optik teori

Bu konuya girerken mercekler ve aynalarla ilgili temel optiğin, odak oranı, büyütme, optik eksen gibi terminolojinin, Snell kanunu, yansıma kanunlarının, mercek ve ayna formüllerinin bilindiği varsayılacaktır.

Şekil 3.1.1.1 Fraunhofer kırınımı

Işığın tamamen dalga tabiatıyla sınırla olan bir merceğin ayırmagücünü gözönüne alarak başlayalım. Işık herhangi bir açıklıktan geçerken difraksiyona uğrar (Şekil 3.1.1.1) ve dalga cepheleri şeklinde yayılır (Ek 1). Huygens’in dalgacıkları dalga cephesinin her bir noktasından dışarıya doğru küresel olarak ışığın ilgilenilen ortamdaki hızına bağlı olarak yayınlanır. Aşağıdaki şekilde üç örnek gösterilmiştir.

Dalga cephesi yarık şeklindeki açıklıktan geçtikten sonra ekran üzerinde Şekil 3.1.12 'de verildiği gibi bir görüntü oluşturur. Şiddetteki değişim açıklığın farklı kısımlarından gelen dalgalar arasındaki girişimden dolayıdır. Tek bir kaynaktan gelen girişimin ayrıntılar Ek 1 ‘de verilmiştir.

Şekil 3.1.1.3 Dar bir yarığın görüntüsünün kesitsel profili

Dar bir yarığın oluşturduğu görüntü içindeki bir noktadaki şiddet bir açıklığın difraksiyon örneğinin şekline Fourier dönüşümünün kuvvet spektrumu “power spectrum” sonucunda elde edilebilir. Kuvvet spektrumu Şekil 3.1.1.3 deki tarzda verilir,

burada q yarığın normali ile yapılan açıyı, d yarık genişliğini, Iq ve Io da normal ve q açısı altında görüntüdeki şiddetlerdir. Mercekten bir F uzaklığında ekran üzerine görüntünün odaklanmasıyla, görüntünün yapısı d 'nin l yanında çok büyük olması şartı altında aşağıda verilen şekildeki gibidir. Şekil 3.1.1.4 dairesel bir açıklıkta difraksiyonu vermektedir.

  Şekil 3.1.1.4 Dairesel bir açıklıkta difraksiyon

dxl boyutlu bir dikdörtgen açıklığı için görüntü şiddeti benzer şekilde,

verilir. Genellikle astronomide bizi ilgilendiren durum yani dairesel bir açıklık için görüntünün yapısını elde edilmesi açıklığın yüzeyi üzerinden bağıntının inteğre edilmesinden geçer. Görüntü bu durumda açık ve koyu konsantrik franjlı daireler şeklinde olur. Merkezi maksimum, bu integrasyonu ilk başarılı bir şekilde tamamlayan Kraliyet Astronomu Airy'den dolayı Airy diski olarak isimlendirilir. Bir önceki duruma göre en önemli fark franjların pozisyonunda oluşur. Uzun integrasyon işlemlerinden sonra küçük q açıları için,

elde edilir. Burada d açıklığın çapını göstermektedir. Merkezi hat boyunca görüntünün yapısı Şekil 3.1.1.3 'deki benzer olacak, fakat (3.1.1.3) denkleminde verilen noktalara doğru şiddeti düşerek genişleyerek dairesel bir yapı arzedecektir.

Şayet aralarında a açısı olan iki uzak nokta kaynağı gözönüne alacak olursak, konsantrik parlak ve koyu halkalardan oluşmuş iki görüntü oluşacak ve halkalar üstüste çakışacaktır. Her iki kaynağın karşılıklı inkoherent olması iki görüntü arasında her hangi bir interferans etkisi yaratmamasına neden olur. Ancak, halkaların kesişim yerlerinde şiddetlerlerde artma ortaya çıkar. Ortaya çıkan görüntü Şekil 3.1.1.5 'deki gibidir. Birinci görüntünün Airy diskinin merkezi ikinci görüntünün birinci minimumu ile üstüste çakışırsa (veya tersi) o zaman bir merceğin ayırma gücü olan Rayleigh kriterini elde ederiz. Bu normal olarak bir merceğin teorik ayırmagücü olarak kabul edilir. Bağıntı aşağıdaki gibidir:

Şekil 3.1.1.5 Dairesel bir açıklıkta iki uzak nokta kaynağın görüntüsü

Eşit parlaklıktaki kaynaklar için a 'nın üçtebirlik ayırımı için görüntü dairesel olamayan bir yapıdadır. Farklı parlaklıktaki kaynakları birbirinden ayırabilmek için aralarında en az bir a kadar ayrıklık olması gerekir. Göz için efektif dalgaboyu 510 nm (nanometre) dir. Böylece bir teleskobun ayırma gücü gerçekte

olarak kullanılır. d objektifin metre cinsinden çapı, R yay saniyesi cinsinden ayırma gücüdür. Pratikte bu ayırma gücüne erişmek için büyütme ökülerdeki görüntünün açısal ayrıklığının gözün ayırma gücünü yeteri kadar geçmelidir. Bu şartlar altında bir teleskobun Rayleigh sınırını gerçeklemesi için gereken minumum büyütme için,

bulunur. b ' nın ortalama değerinin yaklaşık 3' (yay dakikası) olduğu düşünülürse,

çıkar. d metre cinsindedir. Çoğu teleskopların ayırma gücünün atmosfer tarafından sınırlandığı malumdur. Bir metrelik teleskop iyi bir gözlem yerinde bir yıl içinde Raylight ayırmagücüne ancak bir gün erişebilmektedir. Ortalama bir gecede, sintilasyon yıldız görüntüsünü yaklaşık 2" lik bir saçılıma uğratır. Böylece, sadece 0.07 m 'den daha küçük teleskoplar muntazam olarak difraksiyon sınırına erişirler. Teleskoplar vizüel olarak yüksek büyütme oranlarında nadiren kullanılır. 1.2 m lik bir teleskopta William Herschel oküleri kullanıldığında 8000 lik bir büyütmeye erişilebilir.

3.1.2 Mercek Hataları

Ayırmagücünü teorik olarak gözönüne aldığımız zaman, mercek veya aynanın görüntüyü bozmayacak kadar yeterli optik kalitede olduğunu, nokta kaynaktan çıkan ışınların odakta bir noktada görüntü oluşturduğunu düşünürüz. Fakat pratikte bu iki nedenden dolayı gerçekleşmez. Birincisi, ince mercek formülleri optik eksene çok yakın gelen ışınlara uygulanabilir. Şekil (3.1.2.1) 'de optik eksenle 2° 'lik bir açı yapan koni içindeki ışınlar görülmektedir. Bu bölgeye merceğin palaksiyal bölgesi denir. Bu bölge dışından gelen ışınlar aynı bir odakta toplanamazlar. Görüntünün bozulmasına neden olurlar ve mercek kusuru (aberasyon) olarak bilinen bir etki yaparlar.

Biri istisna, aberasyonlar, gerek mercekler gerekse aynalar tarafından oluşturulan bütün görüntüleri etkileyebilirler. Universal veya monokromatik kusurlar onları ilk analiz eden Ludwig von Seidel'den sonra Seidel kusurları olarak bilinirler. İstisna olan durum, renk kusurları ve enine renk kusurlarının ikinci mertebeden etkileri ile ilgidir. Bunlar sadece mercekleri etkilerler. İkinci neden, hiçbir mercek kusuru olmasa bile ışığın dalgasal karakterinden dolayı mercekten geçen ışınlar difraksiyona uğrarlar. Bu durum da nokta kaynakların ideal bir nokta şeklinde odaklanmamasına sebep olur.

Renk aberasyonu camın kırılma indeksindeki değişimden veya aydınlatmayı yapan ışınımın dalgaboyuna bağlı olarak diğer optik materyelden ortaya çıkar. En çok kullanılan bazı optik camların kırılma indeklerinin tipik değerleri aşağıda verilmektedir.

Dalgaboyu ile kırılma indeksinin değişiminin derecesi dispersiyon olarak isimlendirilir ve n ile büyüklüğü değerlendirilir.

şeklinde verilir.

Şekil 3.1.2.2 Renk kusuru (aberasyonu)

µ_l, l dalgaboyundaki kırılma indeksidir. n 'nün tanımı için seçilen üç dalgaboyu kuvvetli Fraunhofer çizgileridir. Bunlar; 486 nm F çizgisi (Hb ), 589 nm D çizgileri (Na), 656 nm C çizgisi (Ha ). Daha önce yuarıda tabloda verilen camlar için n 'nün değeri kravn camı için 57 'den yoğun flint için 37 'ye kadar değişir. Bu durumda kravn camı küçük, flint camı büyük dispersiyonlu olarak karşımıza çıkar. Bu da şu anlama gelmektedir; n 'nün değeri ne kadar yüksekse farklı dalgaboylarındaki ışınların birbirlerinden sapması o kadar azdır. Bir görüntü üzerinde dispersiyonun etkisi optik eksen boyunca bir dizi farklı renklerden oluşmuş görüntülerin yayılmasıdır. Şekil (3.1.2.2) renk kusurunun etkisi şematik olarak resmedilmiştir. Ökülerden bu görüntü serisine bakıldığında, optik eksen boyunca özel bir noktada, gözlenen cisim, ışığın belirli bir dalgaboyunda keskin bir görüntü verirken, geri kalan diğer bütün dalgaboylarında ise, büyüklüğü değişen bulanık görüntülerle bu net görüntü çevrelenmiş vaziyette görünür. Göz için en iyi görüntü sarı ışık odaklandığı zaman oluşur. Çünkü gözün kırmızı ve mavi ışığa hassasiyeti daha azdır. Bu noktadaki görüntü büyüklüğü en az bozulan daire olarak isimlendirilir. Optik eksen boyunca renklerin yayılımı boylamsal renk kusuru (longitudinal chromatic aberration) olarak isimlendirilir. En az bozulan daireyi ihtiva eden görüntü düzlemi boyuncaki yayılıma da enine renk kusuru (transverse chromatic aberration) denir.

Farklı camlardan oluşmuş iki mercek, renk kusurunun etkisini azaltmak için birleştirilebilir. Genelde, astronomik refraktörlerde, iki dışbükey kravn camı merceği bir akromatik çift oluşturmak için düzlem içbükey flint camı merceği ile birleştirilir. Kırmızı ötesinde akromatlar baryum, strontium florid (fluoride) ve kırmızı ötesini geçiren mercekler kullanılarak oluşturulabilir. Milimetre altı bölgede (örneğin birkaç yüz mikron dalgaboylu) kristal kuarz ve germanyum kullanılabilir. Mercekler ya birbirlerine yapıştırılırlar yada sadece çok küçük bir uzaklıkla birbirlerinden ayrılırlar.

Şekil 3.1.2.3. Akromat çifti

Sadece iki dalgaboyu ortak bir odağa getirildiğinden bu tür mercek tasarımında hala bir miktar renk kusuru kalır. Eğri yüzeylerin yarıçapları eşitse o zaman l₁ ve l₂ gibi verilen iki dalgaboyu için şartlar, görüntülerin birbirleriyle çakışması sağlatılır. ve , l₁ (kravn camı) ve l₂ (flint camı) dalgaboylarındaki kırılma indekleri arasındaki farkları göstermek üzere,

eşitliği sağlanır. Tasarımda daha iyi bir esneklik elde etmek için her iki yüzü farklı yarıçaplı yakınsak mercek kullanılır. Bu durumda akromatlık için şart,

şeklindedir. R₂ flint merceğiyle temas halinde olan kravn camından yapılan merceğin yüzlerinin yarıçapıdır. R₁ kravn camı merceğinin diğer yüzünün yarıçapıdır. l₁ ve l₂ 'nin dikkatli bir seçimi ile akromatik bir çift sıhhati oldukça iyi görüntü verecek şekilde dizayn edilebilir. Genede renk aberasyonu objektifin çapının karesiyle ve odak uzunluğu ile ters olarak değiştiğinden 0.25 m 'den daha büyük refraktörler görüntülerde hala istenmedik renklenme yapabilirler. Daha ciddisi, şayet filtre kullanılıyorsa filtre ile birlikte odak uzağı da değişir, ve bu durum olumsuz bir etki yaratır. Benzer şekilde, fotograf plağı üzerindeki ölçek, emisyonun hassas olduğu dalgaboyuyla değişir. Üç dalgaboyu için apokromat üretmek için daha fazla sayıda mercek kullanmak gerekir. Dört dalgaboyu düzeltmesi superapokromatlarla yapılır. Her ne kadar öküler ve kamera merceklerinin sayısı sekiz veya on bileşene kadar çıkarılarak çok yüksek dereceden düzeltmelere erişilebilirse de bu tür tasarımlar teleskobun açıklığı ne olursa olsun sonuçta son derece pahalıdır.

Gerek mercekler gerekse aynalar için en genel ve en etkili aberasyon küresel aberasyondur. Bu aberasyonda farklı yarıçapa sahip mercekler veya aynaların eğriliği farklı odak uzaklıklarına karşılık gelir. Küresel bir ayna için bu durum Şekil (3.1.2.4)'de resmedilmiştir.

Şekil 3.1.2.4

Optik eksene paralel gelen ışınlar aynanın parabolik yüzeyinin küreselliğinin derinleştirilmesi suretiyle tamamiyle elimine edilebilir. Küresel olmayan bir yüzey kullanmaksızın tek bir mercekle bu kusur telafi edilemez, fakat verilen bir dalgaboyu için etki minimum yapılabilir. Basit bir merceğin şekli, q şekil faktörüyle ölçülebilir.

Burada R₁ merceğin ilk yüzeyinin, R₂ merceğin ikinci yüzeyin yarıçapıdır. İnce bir merceğin küresel aberasyonu q = +0.6 'da bir minimum yapmak üzere, q ile değişimi Şekil (3.1.2.5) 'de görülmektedir.

Şekil 3.1.2.5

Küresel aberasyonu düzeltmek için küresel aynanın derinliğinin arttırılmasıyla ayna şeklinin paraboliğe dönüştürülmesi, koma (coma) olarak isimlendirilen yeni bir mercek kusurunun ortaya çıkmasına neden olur. Koma optik eksen dışında cismin bir dizi daire şeklinde görüntüsünün oluşmasına neden olur. Komanın şekli Şekil (3.1.2.6) verilmektedir. Abbe'nin sinüs şartına uyan bir sistemde koma sıfırdır (Şekil 3.1.2.7).

Şekil 3.1.2.6

Şekil 3.1.2.7 Abbe'nin sinüs şartı için parametreler

Bağıntıdaki açılar Şekil (3.1.2.6) 'da verilen açılardır. Bir çift mercek aynı anda renk ve küresel aberasyonu düzeltebileceği gibi komayı da kabul edilebilir sınırlara getirebilir. Böyle bir sistemi oluşturan merceğe aplanatik mercek denir. Bir parabolik ayna aynadan önce ve sonra ince düzeltici mercekler ilave edilerek koma hatasından arındırılabilir. Optik eksenden itibaren belirli bir açısal uzaklıkta komanın şiddeti odak uzaklığın karesi ile ters orantılıdır. Böylece, etki keza mümkün en büyük odak oranının kullanımı ile azaltılabilir. Newtonyan reflektörlerde f 8 veya daha büyük bir odak oranı çoğu amaç için kabul edilebilir koma verir.

Şu ana kadar verilen kusurlar tamamen giderilse bile hala başka tür kusurlar olabilir. Bunlardan biri astigmatizmdir. Eksen dışındaki bir cisimden gelen ışınlar optik eksen (teğetsel düzlem) boyunca ve buna dik açıdaki (sajital düzlem) düzlem boyunca gelen ışınlarla mukayese edildiğinde odak uzaklıkları farklıdır. Odak oranıyla komada olduğundan daha yavaş azalır. Büyük odak oranları için etki baskın olmaya başlar. Düzeltmek mümkündür, fakat bu yapılırken alan eğriliği gibi, başka aberasyonlar ortaya çıkar. Bu, keskin odaklanmış görüntü ihtiva eden yüzeyin düz bir düzlem olmaktan ziyade eğrilmesidir.

Son bir mercek kusuru distorsiyondur (Şekil 3.1.2.8). Bu, görüntü düzlemi üzerinde büyütmedeki bir değişimdir. Yani görüntü büyütülmesinin görüntünün her bir noktasında orantısal olmamasıdır. Cismin optik eksenden uzaklığı ile bu büyültme değişir. Bir optik sistemde distorsiyon ancak aşağıdaki şart için serbest kalır (Şekil 3.1.2.9).

Şekil 3.1.2.8 Distorsiyonun terminolojisi

Şekil 3.1.2.9 Distorsiyon

3.1.3 Teleskop Tasarımları

3.1.3.1 Temel Bilgi

Teleskop kullanımıyla ilgili en ciddi iş teleskobun odak düzlemine yerleştirilen yardımcı aletlerdir. Cisimleri bulup takip etmek gibi vizüel işler için oküler gereklidir. Okülerdeki görüntünün yüksek kalitede olması o kadar önemli değildir. Gene de ideal olarak okülerde oluşacak görüntünün ana optik sistemin oluşturacağı görüntüden önemli derecede farklı olması istenir. Çok çeşitli okülerler vardır, amaca uygun şekilde seçilmelidir. Örneğin ilk dizayn edilen okülerlerden olan Keller oküleri, akromat ve basit bir mercekten oluşmuş ve 40° - 50° 'lik bir görüş alanıyla hala yeterli kalitede, gözlemlerde kullanılabilir bir okülerdir. Plössl iki akromat mercek kullanır ve görüş alanı biraz daha geniştir. Son zamanlarda dizayn edilen Erfle altı, yedi bileşenden oluşmuş ve 60° -70° 'lik bir görüş alanına sahiptir. Nagler öküleri sekiz veya daha çok bileşenden oluşmuştur ve 85° 'ye kadar bir görüş alanı verir.

Bizi oküler dört faklı açıdan ilgilendirir: 1- Işık kaybı (light losses), 2- Bakış Rahatlığı (eye relief), 3- Çıkış Gözbebeği (exit pupil), 4- Açısal Görüş Alanı (angular field of view). Şekil 3.1.3.1.1 'de çıkış gözbebeği ve bakış rahatlığı resmedilmiştir.

Şekil 3.1.3.1.1 Çıkış gözbebeği ve bakış rahatlığı

Işık kaybı, ışık hüzmesinin bir kısmının okülerin optiği tarafından kesilmesi, okülerin yapısının bir kısmı ile örtülmesi, veya optik bileşenler tarafından yansıma, saçılma ve absorbsiyon varsa oluşur. İyi bir oküler dizaynı, okülerin temiz tutulması ve anti yansıtıcı bir kaplama yapılması suretiyle dezavantajı minimuma indirilebilir.

Çıkış gözbebeği öküler tarafından oluşturulan objektifin görüntüsüdür. Cisimden gelen bütün ışınlar çıkış gözbebeğinden geçer. Bu durumda, şayet objektif tarafından toplanan ışığın tamamı kullanılmak isteniyorsa çıkış gözbebeği insan gözbebeğinden daha küçük olmalıdır. Çıkış gözbebeğinin çapı E aşağıdaki formüller verilir.

D, objektifin çapı, Fe okülerin odak uzaklığı, Fo objektifin odak uzaklığıdır. Büyütme,

şeklinde verilir. Karanlığa adapte olmuş bir gözbebeğinin çapı altı, yedi milimetre olduğundan M için,

yazılabilir. Bağıntıdaki D, metre cinsindendir. Bu bağıntıda teleskoptan gelen ışığın tamamının gözden geçtiği düşünülmektedir.

Bakış rahatlığı okülerin son merceğinin çıkış gözbebeğine olan uzaklığıdır. İyi bir bakış rahatlığı için bu mesafenin yaklaşık altı on milimetre olması gerekir.

Açısal görüş alanı ökülerin kabul edilen açısıyla (q ¢ ) tanımlanır. Bu genellikle 40° dir, fakat geniş açılı oküler için 90° kadar olabilir. Göz, çıkış gözbebeğine yerleştirildiğinde vizüel olarak gökyüzünde açısal olarak görebileceği çap q ,

şeklindedir. Teleskoptan görülen bir görüntünün parlaklığının genellikle direk bakıldığı zamankinden daha fazla olması beklenir. Ancak, bu durum uzamış, yüzey gösteren cisimler için geçerli değildir. Bir kaynağın çıplak gözle bakıldığındaki parlaklığı gözbebeğinin çapının karesi ile orantılıdır. Halbuki teleskoptaki bir görüntü objektifin çapının karesiyle orantılıdır. Görüntüye gözle bakıldığında açısal çapı teleskobun büyütmesiyle artar. Böylece görüntünün artan parlaklığı daha büyük bir alan üzerine yayılır. Bu durumda

D objektifin çapı, P göz bebeğinin çapı, M de büyütmedir. Çıkış gözbebeğinin çapının insan gözbebeğinin çapına eşit olması durumunda R = 1 çıkar. R < 1 insan gözbebeğinden daha küçük olması durumunu gösterir.

Şayet büyütme 170D 'den daha azsa çıkış gözbebeği insan gözbebeğinden daha büyüktür, ve bu durumda teleskop objektifi tarafından toplanan ışığın bir kısmı kaybolur. Teleskoplar genellikle saçılma, kusurlu yansıma ve absorblamadan dolayı diğer ışık kayıplarına sahip olacağından, yüzey gösteren bir ışık kaynağının parlaklığının teleskoptan görünüşü direkt çıplak gözle görünüşünden daima daha sönük olur. Bu sonuç gerçekte termodinamiğin ikinci kanununun basit bir neticesidir; aksi takdirde soğuktan sıcağa bir net enerji akışı olması gerekirdi. Bir teleskop kullanıldığında görüntünün parlaklığındaki görünen artış kısmen cismin açısal büyüklüğünün artmasından ortaya çıkar.

Bir teleskopla çıplak gözün görebileceğinden daha sönük yıldızları görmek mümkündür. Alıcının ışık toplama adı verilen bir faktörü vardır. Bu basitçe D²/P² şeklinde verilir. Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızı +6. kadir alarak, bir teleskobun erişebileceği limit parlaklığı kadir cinsinden bulabiliriz.

burada D metre cinsindendir. Şayet görüntü büyütülürse bir tek detektör elemanından daha büyük bir alana yayılacak ve bu durumda yüzey gösteren kaynaklar için yaptığımız analize dönmek zorunda kalırız. Ortalama bir göz için, bu büyütmenin üst sınırı

ile verilir. D burada da metre cinsindendir.

Her ne kadar çok büyük teleskopların genellikle birkaç alternatif farklı seçenekte ikincil aynaları değiştirerek kullanılabiliyorsa da, büyük teleskoplar için en genel format Cassegrain sistemidir. Cassegrain sistemi parabolik bir birincil (primary) ayna ve konveks (dış bükey) bir hiperbolik ikincil (secondary) aynadan oluşmuştur. Şekil 3.1.3.2.1 'de bu sistem şematik olarak resmedilmiştir.

• Birinci aynadan yansıyıp birincil aynanın odağına giden ışınların, odağa en yakın olacak şekilde önüne ikinci bir ayna konur.

• Böylece ikincil ayna yardımıyla Cassegrain odak daha uzak bir noktaya taşınır.

• Cassegrain sistemin en büyük avantajı telefoto karakterine sahip olmasıdır.

• İkinci ayna yardımıyla birincil aynadan gelen ışık çok uzaklara taşınarak sistemin efektif (etkin) odak uzaklığı birincil aynanın odak uzaklığının birkaç katı büyüklüğüne taşınabilir.

• Böylece, kompak, kararlı ve nispeten ucuz bir monte şekliyle büyük odak uzaklıklı ve büyük görüntü ölçekli bir teleskop oluşturulmuş olur.

Cassegrain tasarım yaklaşık Newton sistemine eşdeğer derecede koma ve küresel aberasyona maruz kalır. Şekil 3.1.3.2.2 'de Cassegrain teleskopta palaksiyal bölge, eksen dışı ve Airy diski için görüntülerin büyüklüğü odak oranı ve çapa karşılık yay saniyesi ölçeğinde verilmiştir. İkinci aynanın ışığı yayma etkisi Cassegrain teleskopların normal olarak 12 ila 30 arasında bir odak oranında çalışmaya zorlaması anlamına gelir. Astigmatism ve alan eğriliği, eşdeğer Newton sisteminden daha kuvvetlidir. Cassegrain sistemde son görüntünün odaklanması optik eksen boyunca ikinci aynanın hareket ettirilmesiyle yapılabilir. İkinci aynanın bu hareketi ortaya çıkabilecek bazı mercek kusurlarından dolayı sınırlıdır. Bu sınırın dışına çıkıldığında şiddetli küresel aberasyon ortaya çıkmaya başlar. Şayet Cassegrain Sistemi Ritchey-Chretien Sistemi ile yerdeğiştirilirse görüntü kalitesinde çok büyük bir iyileştirme elde edilebilir. Ritchey-Chretien Sistemi'nde optik dizayn aynı Cassegrain Sistemi'ndeki gibidir. Ancak aralarındaki fark aynalardan gelir. Ritchey-Chretien Sistemi'nde birincil ayna daha derin bir hiperbolit, ikincil ayna da çok kuvvetli bir hiperbolittir. Böyle bir dizaynla koma ve küresel aberasyon düzeltilebilir ve bir aplanatik sisteme sahip olunur.

Şekil 3.1.3.2.2 0.25 m, f4/f16 Casegrain teleskopta görüntü

Şekil 3.1.3.2.3 0.5 m, f3/f8 Ritchey-Chretien teleskop

Cassegrain sistemini odak önüne konulacak ilave düzelticilerle iyileştirmek mümkündür. Düzelticiler (correctors) düşük veya sıfır güçte mercekler olmalıdır. Bunların aberasyonu sistemin aberasyonuna karşı durup onları telafi edecek yönde olmalıdır. Görüntüler, bir derecelik görüş alanı üzerinden seeing diskinin büyüklüğünden daha aza indirilebilir. Bu açı bazen daha büyük olabilmektedir.

Diğer bir teleskop dizaynı, Cassegrain sistemiyle çok yakından ilişkili olan Kude (Coude) Sistemi'dir. Genelde sabit bir sistemdir. İlave düz aynalar yardımıyla odak uzaklığı çok büyültülebilir. Şekil 3.1.3.2.4 'de İngiliz kurgusu için Kude görülmektedir.

İkincil aynadan yansıyan ışık diagonal bir ayna yardımıyla kutup ekseni içinde bulunan diğer bir diagonal aynaya getirilir ve buradan yansıtılarak Coude odağında ışığın toplanması sağlanır. Işığın hüzmesi daima kutup ekseninin ucundan çıkar. Alt-Azimut kurgusunda, ışınlar kurgunun sağındaki iki Nasmyth odağından birine yükseklik ekseni boyunca yön-lendirilebilir. Bu odaklar, teleskop azimutunu değiştirdiği zaman dönerler, fakat bu durum alışılmış Cassegrain odağının davranışı ve yüksekliğinin değişimden ileri gelecek türden probleme daha az maruz kalınmasını sağlar. Büyük modern teleskoplarda, Nasmyth odakları büyük yardımcı aletlerin kullanımına kolaylık sağlar. Coude ve Nasmyth sistemlerinin sabit odakları büyük avantajlar sağlar. Örneğin yüksek dispersiyonlu spektrograflar gibi.

Ancak dezavantajları da vardır.

• Teleskop gökyüzünde cismi takip ederken görüş alanı döner. Efektif odak oranının büyük olmasından dolayı bu etki çok azdır.

• İlave yansımalar ışık kaybına neden olur.

Bir teleskop için en basit kurgu, teleskobun birincil odaktan kullanılmasıdır. Yani birincil ayna görüntünün oluşturulmasında direk olarak kullanılır. Fotografik plak veya diğer her hangi bir detektör teleskobun arka ucuna yerleştirilebilir. Büyük teleskopların ikinci ayna ile yer değiştiren platformları veya kafesleri vardır. Bu kısım gözlemcinin oturması ve rahat hareket edebilmesi için yeteri kadar geniştir. Gözlemci buradan birinci odak pozisyonundan hem gözlemini hem de teleskobun yönlenmesini yapar. Küçük aletlerde daha fazla ışık bloke edileceğinden, ikinci bir takip teleskobunun kullanılma gereksinimi ortaya çıkar. Birinci odaktaki görüntü kalitesi, optik eksenin birkaç yay saniyesi dışında bile genellikle çok zayıftır. Nedeni, aletin boyunun bir minumum düzeye indirilmesi için birincil aynanın odak oranının f3 kadar veya daha az yapılmasıdır. Böylece, düzeltici mercekler kabul edilebilir görüntü ve yeterli genişlikte görüş alanı verirler. Bunlar Cassegrain teleskoplarının düzelticileri için kullanılanlara benzer ve birincil odağın hemen önüne yerleştirilirler.

Newtonyan Teleskop: Birincil odakta teleskobun kullanımına hemen hemen eşdeğeri olan fakat yansıtıcı bir teleskop sistemini ilk dizayn eden Newton'dur, ve bundan dolayı da Newtonian teleskop olarak isimlendirilir. İkinci diyagonal bir ayna birincil odağın hemen önüne yerleştirilir. Diyagonal ayna ışığı, nispeten kolayca ulaşılabilecek teleskobun kenarına yansıtır. Dizaynın basitliği, ucuzluğu ve aletin küçük oluşu amatör piyasada teleskobu çok popüler yapar. Newtonian dizayn büyük teleskoplar için uygun değildir. İkincil aynanın gerek ışık kaybına neden olması gerekse gözlem yerine erişilebilirlik ve odağa konacak yardımcı aletlerin dengelenmesi açısından dezavantajlara sahiptir. Ayrıca, optik eksenden yarın derecelik uzaklaşmalar bile görüntü kalitesini oldukça düşürmektedir. Şekil 3.1.3.2.5 'de Newtonyan teleskop görülmektedir.

Şekil 3.1.3.2.5 Newtonyan teleskobun optik sistemi

Şekil 3.1.3.2.6 Newtonyan teleskopta görüntüler a) 1 m, f4,  b) 0.5 m, f8

Çok çeşitli yansıtıcı teleskop dizanyları olmasına rağmen yukarıda bahsedilen iki gruba ilave ektra bir avantajları yoktur. Bu tür dizanylar genelde özel amaçlı belirli bir tür gözleme yönelik yapılmaktadır. Genelde bunlar amatörler için yapılmaktadır.

Işığı kırıcı teleskoplar, (refracting objective) refraktörler akromatik çiftli, üçlü veya dört mercekli objektiflere sahiptir (Şekil 3.1.3.2.7). Geçen yüzyılın sonuna doğru yapılmış refraktörlerin dışında günümüzde artık bu tür refraktörler büyük aletlerin takipcisi olarak kullanılırlar. Büyük teleskobun ana gövdesine monte edilirler. Ana teleskopla aynı görüş alanının sağlanması için de küçük ayarlamalara ihtiyaç vardır.

Şekil 3.1.3.2.7 Astronomik refraktör

Optik teleskopların geri kalan bir sınıfı "catadioptric" gruptur. Schmidt kamera bilinen en iyisidir.

Catadioptric sistemler gerek mercekleri gerekse aynaları birincil ışık toplama yerinde kullanır. Bu sistemlerde çok yüksek dereceden aberasyon düzeltmelerine ulaşılmıştır. Schmidt kameralar küresel aynalar kullanır ve böylece koma hatası elimine edilir (Şekil 3.1.3.2.8). Ortaya çıkan küresel aberasyon aynanın eğrilik yarıçapında ince düzeltici merceklerle elimine edilebilir. Diğer önemli aberasyon alan eğriliği, fotograf plağının görüntü yüzeyinin şekline uyarlamasıyla veya ilave düzeltici merceklerle (alan düzelticileri =field flatteners) bertaraf edilir. Koma ve kromatik aberasyonun küçük miktarları düzeltici merceklerle yok edilebilir, fakat bu aberasyonlar çok zayıf olduğundan ihmal de edilebilirler. Schmidt kameralarda büyük CCD 'ler kullanmak mümkündür. Ancak, CCD 'lerin fotografik plaklardan küçük olan boyutları görüş alanını birkaç derece ile sınırlar. Bununla beraber CCD 'nin yüksek verimliliği, lineer sorumluluğu, makine üzerinden direk okunulabilirliği bir çok amaç için fotografik plağa tercih edilir.

Şekil 3.1.3.2.8 Schmidt kamera optik sistemi

Schmidt kurgusunda mercek kullanma ihtiyacı bu tür aletlerin büyüklüğünü giriş açıklığını 135 cm olmak üzere sınırlamaktadır. Örnek Tautenburg Schmidt kamera. Kurgu aynı zamanda odak uzaklığını iki katı bir tube ihtiyaç duyduğundan dolayı da etkilenir. Yüksek kalitede 5° - 10° lik bir görüş alanı üzerinden görüntü sağlamak için birkaç alternatif kurgu teklif edilmiştir, fakat henüz istenilen büyüklükte biri yapılmamıştır. Örneğin, Willstrop'un üç aynalı teleskobu tamamen akromatiktir ve alışılmış geleneksel optik teleskoplar kadar büyük yapılabilme olanağı vardır. Birincil ayna paraboliğe yakındır, düzelticinin (ikinci ayna) kenarları dönebilmekte ve küresele yakındır. Keza üçüncü aynanın şekli de küresele yakındır (Şekil 3.1.3.2.9). Bu dizayn 5° 'lik bir görüş alanına sahiptir, ve tüp uzunluğu eşdeğer Schmidt kameranın tüp uzunluğunun altıda biri kadardır. Odak yüzeyi Schmidt'teki gibi eğriseldir. Görüş alanının merkezi 2° lik bölgesi dışında az da olsa görüntüde bozulma vardır. Bu dizaynın 0.5 metreliği başarılı bir şekilde oluşturulmuş ve birkaç yıldan beri de Cambridge'de kullanılmaktadır.

Şekil 3.1.3.2.9 Willstrop'un üç aynalı teleskobu

Schmidt kamera odağına erişilemediğinden vizüel olarak kullanılamamaktadır.Ancak, hayati özelliklerinin çoğu muhafaza edilirken dizaynında çeşitli modifikasyonlar yapılarak harici bir odak oluşturulmuşları da vardır. Bunların en iyisi Maksutov'dur (Şekil 3.1.3.2.10). Bütün optik yüzeyler küreseldir. Küresel aberasyon, astiğmatizm ve koma hemen hemen elimine edilmiştir. Kromatik aberasyonda ihmal edilebilir sınırlardadır. Benzer bir sistem Schmidt-Cassegrain teleskobunun kendisidir. Çok sayıda firma tarafından 40 cm açıklığa kadar üretilmekte olup, makul fiyatlarda amatör ve eğitim amaçlı piyasada satılmaktadır. Bu tür teleskoplar özel uygulamada, örneğin gözlem yeri seçimi "site testing" gibi, artan bir uygulama bulmaktadır.

Şekil 3.1.3.2.10 Maksutov optik sistemi

Görüntü kalitesi açısından katodioptrik teleskoplar her ne kadar mükemmele erişiyorlarsa da sadece merceklerin kenarlarından desteklenerek kullanılma zorunluluğu büyüklüklerini sınırlamaktadır. Şu anda kullanımda olan bu tür teleskopların en büyüğü 135 cm'dir.

Her ne kadar bir teleskop olmasa da yukarıda bahsedilen sistemlerin kullanımına yardımcı bir başka sistem selostattır (coelostat). İki düz aynadan oluşmuştur. Gökyüzünün her hangi bir kısmından gelen ışığı sabit bir doğrultuda yönlendirir. Özellikle çok uzun odak uzunluklarına sahip olmalarından dolayı hareket ettirilemeyen Güneş teleskoplarıyla birlikte kullanılırlar. Selostattın aynalarından biri kutup eksenine göre yerleştirilir ve yıldızın yarı hızında döndürülür. İkinci ayna da sabit olarak monte edilmiştir ve sabit duran teleskoba ışığı yansıtacak şekilde hareket eder. Farklı deklinasyonlara sahip cisimleri gözleyebilmek için aynalar ayarlanabilir özellikle yapılmıştır.

Büyük teleskopların optik dizanylarında yapılabilecek daha ileri bir gelişme, bu tür teleskoplar halihazırda atmosfer tarafından sınırlandırılmalarından, ayırma güçlerinde daha fazla iyileştirme yapılamayacağını göstermektedir. Bundan dolayı da daha iyi ayırmagücü elde etmek için teleskobun arz atmosferinin üzerine çıkarılması gerekir.

Ayırmagücünün her hangi bir şekilde iyileştirilememesinin yanında teleskoplarda karşımıza çıkan bir ikinci problem aynanın ışık toplama kabiliyetidir. Bir tek aynanın büyüklüğü, şu anda mevcut 5-6 metrelik teleskoplarla muhtemelen üst sınırına yaklaşmış bulunmaktadır. Cam aynalar için 10 metrelik bir çap, muhtemelen günümüz tekniğinin ulaşabileceği en üst sınırdır. Ancak, parçalardan arı beteği şeklinde oluşmuş bir yapı, bu problemi bir yere kadar çözebilir. Dünyanın çeşitli yerlerinde bu tür teleskoplar planlanmaktadır. European Southern Gözlemevi'nin büyük teleskobu 4 adet bağımsız 8 metrelik aynadan oluşmuştur. Sistem bir interferometre gibi çalışmaktadır. Bunlara iki örnek; Cambridge Optical Aperture Syntesis Telescope (COAST) ve Infrared Optical Telescope Array'i (IOTA) verebiliriz. COAST, 0.4 m 'lik Cassegrain teleskopları besleyen dört adet 0.5 m 'lik siderostat kullanarak 100 m kadar uzanan bir taban çizgisi oluşturmakta ve kırmızı ve kırmızı ötesi bölgede mili yay saniyesi ayırmagücüne ulaşmaktadır.

Birkaç bağımsız kısımdan oluşmuş tek bir büyük aynanın oluşturulması biraz daha kolaydır. Birkaç dizayn şu anda işlem görmekte veya yapım halindedir. Örneğin iki adet 10 m 'lik Keck teleskobu 36 adet 1.8 m 'lik hexagonal parçadan oluşmuştur. Hobby-Eberly spektroskopik teleskobu 91 adet 1.0 m 'lik küresel parçaların bir araya gelmesiyle 11x10 m 'lik bir ayna oluşturmuştur.

Şekil 3.1.3.2.11 Keck I ve II, 10 m 'lik teleskopların optik dizaynı

Uzaydaki teleskoplar: Atmosferik bozulmayla sınırlanan bir teleskobun ayırmagücünü iyileştirmenin en geçerli yolu onu atmosferin üzerine veya en azından yükseğe, atmosferin düşük yoğunluklu kısımlarına taşımaktır. Bunun iki yöntemi vardır. Teleskobu ya bir balonun platformuna veya suni bir uyduya yerleştireceksiniz. 0.9 m 'lik Stratoscope II balonlu teleskoplara en iyi örnektir. Avantajı ucuz olması ve görüntülerin alışılmış tarzda kaydedilebilmesidir. Dezavantajı 40 km gibi düşük bir yüksekliğe çıkıyor ve birkaç gün gibi kısa uçuş süresi olmasıdır.

Bir çok küçük teleskop hali hazırda uydularla uçurulmuştur. Uluslararası Kırmızı Ötesi Keşif Uydusu (IUE) tipik bir örnektir. Bir çift kırmızı ötesi spektrometre ile beslenen 0.4 m 'lik Ritchey-Chretian teleskobu kullanır. Kırmızı bölgede teleskobun tamamı ve yardımcı aletleri soğutulmalıdır. Örneğin ISO (Infrared Space Observatory) uzay aracı, 2300 litre sıvı helyum kullanarak 1.8 K 'de tutulan detektörlerle, 0.6 m 'lik teleskobu 3 K olacak şekilde soğutmaktadır. Hubble Uzay Teleskobu 2.4 m 'lik f2.3/f24 Ritchey-Chretian teleskoptur. Odağına yerleştirilen çeşitli aletlerle115 nm 'den 1 mm 'ye kadar olan bölgede işlem görür. Birincil aynanın kusurları bir düzeltici optikle telafi edilir, ve yardımcı aletlerle sürekli güncelleştirilir. Şu anda muntazaman difraksiyon sınırında görüntü sağlamaktadır.

Gelecekte, yıldızların etrafında Dünya büyüklüğündeki gezegenleri direk olarak görüntüleme kabiliyeti olabilecek, belirli bir yörüngeye yerleştirilmiş 100 km veya daha fazla ayrıklığı bulunan teleskoplar dizisi düşünülmektedir.

Ritchey-Chretien: Bu tür bir dizayn genelde büyük gözlemevlerinde kullanılmaktadır. Aynaların her ikisi de hiperboliktir. Çok düşük bir koma hatası olduğundan dolayı iyi bir avantaja sahiptir. Nispeten geniş alanlıdır (0° .7), fakat 1° 'den daha geniş bir alanda çalışılacaksa astiğmatizm ve alan eğriliği için ilave düzeltmeler yapılmalıdır. Aynaların yapımının zor olması, yüksek fiyat optik sistemin kusurları hakkındaki belirsizlikler yüksek ayırmagüçlü fotograflar için Ritchey-Chretien tipi dizaynlar pek kabul görmemektedir.