Telescopi reflector

Un telescopi reflector és un telescopi òptic que utilisa espills en lloc de lents per a enfocar la llum i formar imàgens.

El telescopi reflector va ser inventat en el XVII per Isaac Newton com a alternativa al telescopi refractor que, en aquella época, era un disseny que sofria una greu aberració cromàtica. Encara que els telescopis reflectores produïxen atres tipos d'aberració òptica, és un disseny que permet objectius de gran diàmetro. Casi tots els grans telescopis utilisats en l'investigació astronòmica són reflectores. Existixen moltes variants i alguns ampren elements òptics adicionals per a millorar la calitat de l'image o colocar-la en una posició mecánicamente ventajosa. Ya que els telescopis reflectores utilisen espills, el disseny es denomina a voltes telescopi catóptrico'.

Des de l'época de Newton fins a la década de 1800, l'espill en sí estava fet de metalPlantilla:Snd, normalment metal especular. Este tipo incloïa els primers dissenys de Newton i inclús els majors telescopis de el XIX, el Leviatán de Parsonstown en un espill metàlic d'1,8 metros d'ample. A finals de el XIX va escomençar a popularisar-se un nou método que utilisava un bloc de vidre recobert en una capa molt fina d'argent. Telescopis comuns que varen donar lloc al Crossley i als telescopis reflectores d'Harvard, que varen ajudar a establir una millor reputació per als telescopis reflectores, ya que els dissenys en espills metàlics destacaven pels seus inconvenients. Principalment, els espills metàlics només reflectien aproximadament 2/3 de la llum i el metal es empañaba. Despuix de múltiples poliments i deslustres, l'espill podia perdre la seua figura precisa necessària.

Els telescopis reflectores es varen fer extraordinàriament populars per a l'astronomia i molts telescopis famosos, com el Telescopi espacial Hubble, i models populars d'aficionats utilisen este disseny. Ademés, el principi del telescopi reflector es va aplicar a atres llongituts d'ona electromagnètiques i, per eixemple, els telescopis de rajos X també utilisen el principi de reflexió per a fabricar òptiques formadores d'imàgens.

Història

No se sap en certea quin va ser el primer telescopi reflector, pero l'idea de l'utilisació d'espills cóncaus i convexos colocats en ànguls indicats per a observar grans regions a grans distàncies, se li atribuïx a Leonard Digges en el seu llibre Pantometría. El llibre pòstum va ser completat i publicat pel seu fill Thomas Digges en 1571.

En 1636, Marin Mersenne, un religiós de la orde dels Mínims, va idear un telescopi reflector que consistia en un espill parabòlic en un menut orifici front a un atre de menor tamany de modo que la llum es reflectira cap a l'ull a través de l'orifici.

En 1663 James Gregory va prendre l'idea de Mersenne i va perfeccionar el telescopi agregant un menut espill secundari cóncau i elipsoidal que reflectira la llum procedent de l'espill primari al segon pla focal de la elipse, situat en el centre del forat d'est, i d'ahí a l'ocular. Isaac Newton va perfeccionar el telescopi reflector al voltant de 1670.

Els telescopis reflectores eviten el problema de la aberració cromàtica, una degradació notable de les imàgens en els telescopis refractors de l'época (posteriorment este problema es va resoldre utilisant lents acromàtiques). El reflector clàssic format per dos espills i un ocular es coneix com reflector Newtoniano.

Consideracions tècniques

El telescopi reflector és utilisat comunament en el món de la astronomia amateur. Els observatoris professionals utilisen un disseny alguna cosa més complex en un foc Cassegrain. En l'any 2001 existien a lo manco 49 reflectores en espills primaris en un diàmetro superior a 2 metros. Els més grans consistixen d'espills primaris modular i poden tindre obertures de fins a 9-10 m.

Els telescopis reflectores o Newtonianos utilisen 2 espills, un en l'extrem del tubo (espill primari), que reflectix la llum i l'envia a l'espill secundari i est l'envia a l'ocular.

En el pla focal es pot situar un instrument científic com una CCD o un espectrógraf o un ocular per a l'observació visual directa.

Els telescopis reflectores eliminen la aberració cromàtica pero posseïxen atres tipos d'aberracions òptiques. Alguns telescopis disponen de dissenys més complexos per a corregir algunes d'estes aberracions.

• Aberració esfèrica (el pla image és curvat si l'espill es desvia de la forma ideal parabòlica).
• Menge.
• Distorsió del camp de visió.

Les principals ventages dels reflectores sobre els refractors són:

• La lent ha d'estar lliure d'imperfeccions mentres que en un espill n'hi ha prou en assegurar la perfecció de la seua superfície.
• La llum de diferents llongituts d'ona travessa la lent mig a diferents velocitats causant una aberració cromàtica. La creació de lents acromàtiques de gran tamany que corrigguen este defecte és un procés molt costós. Este problema és inexistent en un espill.
• Existixen problemes estructurals importants per a manipular lents de gran obertura. Les lents només poden estar subjectes pels seus extrems i si són de gran tamany la distorsió produïda per la gravetat pot distorsionar l'image. Un espill pot estar subjecte per tota la seua superfície evitant este problema.

Tipos de telescopis reflectores

• Newtoniano: desenrollat per Newton, poc despuix de la mort de la seua mare. El telescopi newtoniano va ser el primer telescopi reflector d'èxit, terminat per Isaac Newton en 1668. Sol tindre un espill primari paraboloide, pero a relacions focals d'aproximadament f/10 o superiors, un espill primari esfèric pot ser suficient per a obtindre una alta resolució visual. Un espill secundari pla reflectix la llum cap a un pla focal situat en el lateral de la part superior del tubo del telescopi. És un dels dissenys més senzills i menys costosos per a un tamany donat de primari, i és popular entre els fabricants de telescopis aficionats com a proyecte de construcció casera.

• Cassegrain: desenrollat poc despuix que els telescopis newtonianos en el XVII. El telescopi cassegrain (a voltes denominat "Cassegrain clàssic") es va publicar per primera volta en un disseny de 1672 atribuït a Laurent Cassegrain. Té un espill primari parabòlic, i un espill secundari hiperbòlic que reflectix la llum cap a avall a través d'un forat en el primari. L'efecte de plegat i divergència de l'espill secundari crea un telescopi en una gran distància focal al mateix temps que té un tubo de curta llongitut.
• Ritchey-Chrétien: la més utilisada en els telescopis professionals.
• Gregory: gràcies a un espill secundari cóncau permeten obtindre una image no invertida apta per a l'observació terrestre. No són molt populars en l'actualitat.
• Schmidt-Cassegrain: l'espill primari parabòlic se substituïx per un espill esfèric i l'aberració esfèrica es corrig en una placa de Schmidt en l'espill secundari. Permet combinar bones característiques de reflectores i refractors i se solen utilisar per a obtindre imàgens d'ampli camp. També són populars entre els amateurs.
• Maksútov.
• Schmidt: utilisat per a fotografies de gran camp, com en l'astronomia.

• Newtoniano[1]
  Newtoniano[1]
• Cassegrain
  Cassegrain
• Schmidt-Cassegrain
  Schmidt-Cassegrain
• Maksútov-Cassegrain
  Maksútov-Cassegrain
• Schmidt-Newton
  Schmidt-Newton
• Klevtsov
  Klevtsov
• Ritchey-Chrétien
  Ritchey-Chrétien

En l'actualitat s'estudia la possibilitat d'utilisar un líquit rotante sobre una superfície per a formar un paraboloide perfecte que reflectixca la llum. Tals telescopis es coneixen com a telescopis d'espill líquit (LMT de les seues sigles en anglés) i permetrien espills de gran tamany en un cost molt menor. Existix un proyecte per a montar un futur telescopi d'este tipo en la Lluna en un diàmetro de fins a 100m, pero per ara este tipo de telescopi reflector solament s'ha provat en èxit en obertures d'1,5 i 3 m.

Plans focals

Foc primari

En un disseny de foc primari no s'utilisen òptiques secundàries, s'accedix a l'image en el punt focal del espill primari. En el punt focal hi ha algun tipo d'estructura per a sostindre una placa de película o un detector electrònic. En el passat, en telescopis molt grans, un observador s'assentava dins del telescopi en una "gàbia d'observació" per a vore directament l'image o manejar una cambra. En l'actualitat, les cambres CCD permeten manejar el telescopi a distància des de casi qualsevol lloc del món. L'espai disponible en el foc principal està molt llimitat per la necessitat d'evitar obstruir la llum entrante.

Els Radiotelescopioss solen tindre un disseny de foc primari. L'espill se substituïx per una superfície metàlica per a reflectir ones de radi, i l'observador és una antena.

Enfocament Cassegrain

En els telescopis construïts segons el disseny Cassegrain o atres dissenys relacionats, l'image es forma darrere de l'espill primari, en el punt focal del espill secundari. Un observador mira a través de la part atrassera del telescopi, o es monta una cambra o un atre instrument en la part atrassera. L'enfocament Cassegrain s'utilisa comunament per a telescopis d'aficionats o telescopis d'investigació més menuts. No obstant, per a grans telescopis en instruments correspondientemente grans, un instrument en enfocament Cassegrain deu moure's en el telescopi mentres gira; açò impon requisits adicionals a la resistència de l'estructura de soport de l'instrument, i potencialment llimita el moviment del telescopi per a evitar la colisió en obstàculs com a parets o equips dins de l'observatori.

Nasmyth i enfocament coudé

.

Nasmyth

Artícul principal → Telescopi Nasmyth.

El disseny Nasmyth és similar al Cassegrain llevat en que la llum no es dirigix a través d'un forat en l'espill primari; en el seu lloc, un tercer espill reflectix la llum cap al lateral del telescopi per a permetre el montage d'instruments pesats. Es tracta d'un disseny molt comú en els grans telescopis d'investigació.

Coudé

Afegint més òptica a un telescopi d'estil Nasmyth per a entregar la llum (normalment a través de l'eix de declinació) a un punt d'enfocament fix que no es mou al reorientar el telescopi s'obté un enfocament coudé (del francés colze). L'enfocament coudé proporciona un camp de visió més estret que un enfocament Nasmyth i s'utilisa en instruments molt pesats que no necessiten un camp de visió ampli. Una d'estes aplicacions són els espectrógrafs d'alta resolució que tenen grans espills colimadores (idealment en el mateix diàmetro que l'espill primari del telescopi) i distàncies focals molt llargues. Tals instruments no podien resistir el desplaçament, per #lo que l'única opció era afegir espills a la trayectòria de la llum per a formar un tren coudé, desviant la llum a una posició fixa cap a un instrument d'este tipo estajat en el sol d'observació o baix d'ell (i normalment construït com partix integrant immòvil de l'edifici de l'observatori). El telescopi Hale de 60 polzades (1,5 m), el telescopi Hooker, el telescopi Hale de 200 polzades, el telescopi Shane i el telescopi Harlan J. Smith es varen construir en instrumentació de focs coudé. El desenroll dels espectrómetros de reixeta echelle va permetre l'espectroscòpia d'alta resolució en un instrument molt més compacte, que a voltes pot montar-se en èxit en el foc Cassegrain. Des de que en la década de 1980 es varen desenrollar ensellaments per a telescopis alt-az controlades per ordenador, barates i suficientment estables, el disseny Nasmyth ha suplantat en general al foc coudé per als grans telescopis.

Espectrógrafs de fibra òptica

Per als instruments que requerixen una gran estabilitat, o que són molt grans i voluminosos, és desijable montar l'instrument en una estructura rígida, en lloc de moure-ho en el telescopi. Mentres que la transmissió de tot el camp de visió requeriria un foc coudé estàndart, l'espectroscòpia sol implicar la medició de només uns pocs objectes discrets, com a estreles o galàxies. Per lo tant, és factible arreplegar la llum d'estos objectes en fibra òpticas en el telescopi, colocant l'instrument a una distància arbitrària del telescopi. Alguns eixemples d'espectrógrafs alimentats per fibra són els espectrógrafs de caça de planetes HARPS o ESPRESSO.

Ademés, la flexibilitat de les fibres òptiques permet arreplegar la llum des de qualsevol pla focal; per eixemple, l'espectrógraf HARPS utilisa el foc Cassegrain del telescopi AIXÒ 3.6 m, mentres que l'espectrógraf Prime Focus Spectrograph està conectat al foc principal del Telescopi Subaru.

Utilisació en investigació astronòmica

Casi tots els grans telescopis astronòmics d'investigació són reflectores. Açò es deu a vàries raons:

• Els reflectores treballen en un espectre de llum més ampli ya que certes llongituts d'ona són absorbides en travessar elements de vidre com els que es troben en un refractor o en un telescopi catadióptrico.
• En una lent tot el volum de material té que estar lliure d'imperfeccions i inhomogeneidades, mentres que en un espill, només una superfície té que estar perfectament polida.

• La llum de diferents llongituts d'ona viaja per un mig distint del buit a diferents velocitats. Açò provoca aberració cromàtica. Per a reduir-la a nivells acceptables, sol ser necessària una combinació de dos o tres lents del mateix tamany d'obertura (para més detalls, vejau acromàtic i apocromático). El cost d'estos sistemes aumenta considerablement en el tamany de l'obertura. Una image obtinguda a partir d'un espill no sofrix aberració cromàtica, i el cost de l'espill varia molt manco en el seu tamany.
• La fabricació i manipulació d'objectius de gran obertura planteja problemes estructurals. Ya que una lent només pot mantindre's en el seu lloc per la seua vora, el centre d'una lent gran s'afonarà per la gravetat, distorsionant l'image que produïx. El major tamany pràctic de lent en un telescopi refractor és d'aproximadament 1 metro. En canvi, un espill pot recolzar-se en tot el costat opost a la seua cara reflectante, #lo que permet dissenys de telescopis reflectores que poden superar l'afonament gravitatorio. En l'actualitat, els majors dissenys de reflectores superen els 10 metros de diàmetro.

Vejau també

• Llesta dels majors telescopis reflectores òptics
• Associació Argentina Amics de l'Astronomia