XI. Giới thiệu kính thiên văn dùng trong quan sát thiên văncổ điển
3. Cải tiến của Kepler
Năm 1611, Johannes Kepler (1571-1630), tác giả của 3 định luật nổi tiếng về chuyển động của các hành tinh trong hệ Mặt Trời (nhưng đĩ là chuyện sau này), được G.Gallile nhờ kiểm tra các kết quả quan sát của mình, ơng đã bắt đầu quan tâm đến kính thiên văn.
Đơi khi trong cái rủi lại cĩ cái may! J.Kepler mắt kém đã rất khĩ khăn khi dùng kính Gallile cĩ trường nhìn rất hẹp. Chỉ cần một rung động nhẹ là trăng sao đều
“chạy” mất tiêu.
Vốn là nhà tốn học, ơng đã nghiên cứu nguyên lý của kính và đề nghị dùng thấu kính hội tụ làm thị kính để mở rộng trường quan sát của kính và thế là Kính
Kepler ra đời. Sáng kiến rất đơn giản nhưng hiệu quả khơng ngờ.
Độ phĩng đại của kính Kepler cũng bằng f1 (tiêu cự vật kính) / f2 (tiêu cự thị kính) Tại sao trường nhìn của kính Kepler lại lớn hơn? Lời giải thích rất đơn giản: chùm tia sáng qua thấu kính hội tụ sẽ bị lệch hướng về phía quang trục thay vì ra xa quang trục như với thấu kính phân kỳ. Với cùng độ phĩng đại như nhau, mắt người quan sát trên kính Kepler đặt ngay quang trục cịn dùng kính Galile phải dời lên trên khá xa quang trục mới nhìn được phía trên của ảnh, nếu khơng dời mắt, ta chỉ thấy được một phần dưới của ảnh.
Trường nhìn với thị kính hội tụ lớn gấp 4 lần kính phân kỳ!
Nếu bạn đã “lỡ” làm một kính Gallile như chúng tơi đã đề nghị ở trên, hãy thay thị kính bằng kính lúp tiêu cự 5cm, trường nhìn lúc này sẽ lớn hơn gấp nhiều lần, bạn sẽ khơng phải “dán’ mắt sát vào thị kính và nhất là rất dễ dị tìm mục tiêu quan sát. Tuy nhiên cái hình ảnh bị lộn ngược đầu
Hình 1.Qua kính Galile
Hình 2. và kính Kepler cĩ cùng độ phĩng đại
Thật ra độ nét của kính Kepler khơng bằng kính Gallile, quang sai, đặc biệt là sắc sai cũng nhiều hơn nhất là ở độ phĩng đại lớn. Bạn cĩ thể thấy chú chim trong hình 2 bị viền màu xanh đỏ và khơng nét như hình 1. Hiện tượng sắc sai (ảnh bị viền màu) này đến lúc đĩ vẫn cịn là một bí ẩn chưa ai giải thích được
Nguyên nhân của hiện tượng này là do chiết suất của thấu kính đối với các ánh sáng khác nhau là khác nhau do đĩ các màu khác nhau sẽ bị lệch với những gĩc khác nhau gây ra hiện tượng quang sai
Để giảm bớt quang sai, thời đĩ, người ta chỉ cĩ cách che bớt vật kính hay dùng vật kính cĩ tiêu cự dài hơn.
Với chiếc kính Kepler vừa lắp, bạn hãy hướng về mặt trăng xem sao. Thị trường rộng hơn, dễ định vị mục tiêu hơn, nhưng đồng thời hình ảnh bị nhịe đi, viền màu, khơng cịn rõ nét nữa. Bạn hãy cắt vài mảnh bìa trịn, tâm cĩ lỗ đường kính từ 1- 3 cm để làm màn chắn, che bớt ánh sáng đi vào vật kính và thử ngắm lại xem. Mặt trăng sẽ tối đi nhưng rõ nét hơn nhiều do đã loại bỏ các chùm tia sáng xa quang trục bị quang sai lớn.
Loại quang sai này được gọi là Cầu sai.
R. Descates, cũng là một nhà vật lý mà ta đã nhắc đến ở trên, đã xác định rằng với thấu kính hội tụ cĩ mặt cầu, chùm tia sáng xa quang trục lại hội tụ về một điểm (a) gần hơn so với điểm hội tụ (c) của chùm tia gần quang trục.
Với thấu kính phẳng lồi, để triệt cầu sai, mặt lồi phải là mặt hyperboloit.
Ảnh một ngơi sao ở điểm được xem là "đúng tiêu cự" nhất, điểm b, cũng sẽ khơng là một điểm sáng mà là một đốm trịn nhịe.
Chỉ cĩ điều cơng nghệ chế tạo thấu kính thời đĩ chưa làm được điều này. Mặt cầu là bề mặt "tự nhiên", dễ dàng cĩ được khi mài 2 bề mặt với nhau theo mọi phương
khơng thể "đo" được. Các nhà thiên văn thời đĩ đành phải chấp nhận hy sinh độ sáng để cĩ hình ảnh rõ nét hơn.