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Friday, February 03, 2006

위 그림에서처럼 μ-300 은 Dall-Kirkham 방식으로, 말하자면 Cassegrain 의 한 변종입니다. 전통적인 Cassegrain 방식은 포물면의 오목거울인 주경과 쌍곡면의 볼록거울인 부경으로 고안되었습니다. 경통 안으로 입사되어 들어온 별빛은 주경에서 반사되어 부경에 닿고, 다시 부경에서 반사된 빛다발이 주경의 한가운데 구멍을 뚫고 나와 접안부에 상을 맺는 구조입니다. Dall-Kirkham 방식도 이와 유사하나 주경이 포물면보다는 타원체에 가깝고 (즉 곡면의 aspherization constant 가 포물면이 -1 인데 비해 Dall-Kirkham 방식은 -.70~-.80 정도), 부경은 쌍곡면이 아닌 구면의 볼록거울로 되어 있습니다.

이렇게 하므로서 부경의 제작이 보다 용이하게 되었고, 이론상 Cassegrain 변종 가운데 가장 뛰어난 중심상을 만들어 낼 수 있게 되어 행성 관측 분야에서 각광을 받게 되었습니다. 반면 중심축에서 벗어난, 즉 off-axis 이미지의 코마 수차가 태생적인 약점이라고 할 수 있습니다. 이러한 Dall-Kirkham 방식에서의 코마 수차는 F수가 빠르면 빠를 수록 더욱 심화되어 나타나기 때문에 F/15 이하로 만들기 어려우며 대개 F/18 이상으로 제작되어 나옵니다. 때문에 μ-300 을 이용해 딥스카이를 촬영하기 위해서는 전용 corrector/reducer 가 필수라고 할 수 있겠습니다.