Refletor Cassegrain - Cassegrain reflector

O refletor Cassegrain é uma combinação de um espelho côncavo primário e um espelho convexo secundário , frequentemente usado em telescópios ópticos e antenas de rádio , a principal característica é que o caminho óptico se dobra sobre si mesmo, em relação à abertura de entrada do espelho primário do sistema óptico. Este design coloca o ponto focal em um local conveniente atrás do espelho primário e o secundário convexo adiciona um efeito telefoto criando uma distância focal muito maior em um sistema mecanicamente curto.

Em um Cassegrain simétrico, os dois espelhos são alinhados em torno do eixo óptico , e o espelho primário geralmente contém um orifício no centro, permitindo que a luz alcance uma ocular , uma câmera ou um sensor de imagem . Alternativamente, como em muitos radiotelescópios, o foco final pode estar na frente do primário. Em um Cassegrain assimétrico, o (s) espelho (s) pode (m) ser inclinado (s) para evitar o obscurecimento do primário ou para evitar a necessidade de um orifício no espelho primário (ou ambos).

A configuração clássica de Cassegrain usa um refletor parabólico como primário, enquanto o espelho secundário é hiperbólico . As variantes modernas podem ter um primário hiperbólico para melhor desempenho (por exemplo, o design Ritchey-Chrétien ); e um ou ambos os espelhos podem ser esféricos ou elípticos para facilidade de fabricação.

O refletor Cassegrain tem o nome de um projeto de telescópio refletor publicado que apareceu no Journal des sçavans de 25 de abril de 1672, que foi atribuído a Laurent Cassegrain . Projetos semelhantes usando espelhos convexos secundários foram encontrados nos escritos de Bonaventura Cavalieri em 1632 descrevendo espelhos em chamas e nos escritos de Marin Mersenne em 1636 descrevendo projetos de telescópios. As tentativas de 1662 de James Gregory de criar um telescópio refletor incluíram uma configuração Cassegrain, a julgar por um espelho secundário convexo encontrado entre seus experimentos.

O projeto Cassegrain também é usado em sistemas catadióptricos .

Designs Cassegrain

Telescópios Cassegrain "clássicos"

O Cassegrain "clássico" tem um espelho primário parabólico e um espelho secundário hiperbólico que reflete a luz de volta através de um orifício no primário. Dobrar a ótica torna este um design compacto. Em telescópios menores e em lentes de câmeras, o secundário geralmente é montado em uma placa de vidro opticamente plana e opticamente transparente que fecha o tubo do telescópio. Este suporte elimina os efeitos de difração "em forma de estrela" causados ​​por uma aranha de suporte de aleta reta. O tubo fechado permanece limpo e o primário é protegido, ao custo de alguma perda de poder de coleta de luz.

Ele faz uso das propriedades especiais dos refletores parabólicos e hiperbólicos. Um refletor parabólico côncavo refletirá todos os raios de luz que chegam paralelos ao seu eixo de simetria em um único ponto, o foco. Um refletor hiperbólico convexo tem dois focos e refletirá todos os raios de luz direcionados a um de seus dois focos em direção ao outro foco. Os espelhos neste tipo de telescópio são projetados e posicionados de modo que compartilhem um foco e de modo que o segundo foco do espelho hiperbólico esteja no mesmo ponto em que a imagem deve ser observada, geralmente fora da ocular. O espelho parabólico reflete os raios de luz paralelos que entram no telescópio até o seu foco, que também é o foco do espelho hiperbólico. O espelho hiperbólico então reflete esses raios de luz para seu outro foco, onde a imagem é observada.

Na maioria dos sistemas Cassegrain, o espelho secundário bloqueia uma parte central da abertura. Esta abertura de entrada em forma de anel reduz significativamente uma parte da função de transferência de modulação (MTF) em uma faixa de baixas frequências espaciais, em comparação com um design de abertura total, como um refrator ou um Cassegrain deslocado. Esse entalhe MTF tem o efeito de reduzir o contraste da imagem ao gerar imagens de recursos amplos. Além disso, o suporte para o secundário (a aranha) pode introduzir picos de difração nas imagens.

Os raios de curvatura dos espelhos primário e secundário, respectivamente, na configuração clássica são

${\ displaystyle R_ {1} = - {\ frac {2DF} {FB}} = - {\ frac {2F} {M}}}$

e

${\ displaystyle R_ {2} = - {\ frac {2DB} {FBD}} = - {\ frac {2B} {M-1}}}$

Onde

• ${\ displaystyle F}$é a distância focal efetiva do sistema,
• ${\ displaystyle B}$ é a distância focal posterior (a distância do secundário ao foco),
• ${\ displaystyle D}$ é a distância entre os dois espelhos e
• ${\ displaystyle M = (FB) / D}$ é a ampliação secundária.

Se, em vez de e , as quantidades conhecidas forem a distância focal do espelho primário , e a distância até o foco atrás do espelho primário,, então e . ${\ displaystyle B}$${\ displaystyle D}$${\ displaystyle f_ {1}}$${\ displaystyle b}$${\ displaystyle D = f_ {1} (Fb) / (F + f_ {1})}$${\ displaystyle B = D + b}$

A constante cônica do espelho primário é a de uma parábola ,. Graças a isso, não há aberração esférica introduzida pelo espelho primário. O espelho secundário, no entanto, tem uma forma hiperbólica com um foco coincidindo com o do espelho primário e o outro foco estando na distância focal posterior . Assim, o Cassegrain clássico tem o foco ideal para o raio principal (o diagrama do ponto central é um ponto). Nós temos, ${\ displaystyle K_ {1} = - 1}$${\ displaystyle B}$

${\ displaystyle K_ {2} = - 1- \ alpha - {\ sqrt {\ alpha (\ alpha +2)}}}$,

Onde

${\ displaystyle \ alpha = {\ frac {1} {2}} \ left [{\ frac {4DBM} {(F + BM-DM) (FBD)}} \ right] ^ {2}}$.

Na verdade, como as constantes cónicas não deve depender de escala, as fórmulas para ambos e pode ser muito simplificada e apresentou apenas como funções da ampliação secundário. Finalmente, ${\ displaystyle \ alpha}$${\ displaystyle K_ {2}}$

${\ displaystyle \ alpha = {\ frac {8M ^ {2}} {(M ^ {2} -1) ^ {2}}}}$

e

${\ displaystyle K_ {2} = - 1 - {\ frac {4M} {(M-1) ^ {2}}} = - \ left ({\ frac {M + 1} {M-1}} \ right ) ^ {2}}$.

Ritchey-Chrétien

O Ritchey-Chrétien é um refletor Cassegrain especializado que possui dois espelhos hiperbólicos (em vez de um primário parabólico). É livre de coma e aberração esférica em um plano focal plano, tornando-o adequado para campo amplo e observações fotográficas. Foi inventado por George Willis Ritchey e Henri Chrétien no início dos anos 1910. Este projeto é muito comum em grandes telescópios de pesquisa profissional, incluindo o Telescópio Espacial Hubble , os Telescópios Keck e o Very Large Telescope (VLT); também é encontrado em telescópios amadores de alto nível.

Dall-Kirkham

O projeto do telescópio Dall-Kirkham Cassegrain foi criado por Horace Dall em 1928 e recebeu o nome em um artigo publicado na Scientific American em 1930 após uma discussão entre o astrônomo amador Allan Kirkham e Albert G. Ingalls, o editor de astronomia da revista na época. Ele usa um espelho primário elíptico côncavo e um secundário esférico convexo . Embora este sistema seja mais fácil de polir do que um sistema clássico Cassegrain ou Ritchey-Chretien, o coma fora do eixo é significativamente pior, então a imagem se degrada rapidamente fora do eixo. Como isso é menos perceptível em razões focais mais longas , os Dall-Kirkhams raramente são mais rápidos do que f / 15.

Configurações fora do eixo

Uma variante incomum do Cassegrain é o telescópio Schiefspiegler ("enviesado" ou "refletor oblíquo"; também conhecido como "telescópio Kutter" em homenagem a seu inventor, Anton Kutter ), que usa espelhos inclinados para evitar que o espelho secundário projete uma sombra no primário . No entanto, ao eliminar os padrões de difração, isso leva a várias outras aberrações que devem ser corrigidas.

Várias configurações fora do eixo diferentes são usadas para antenas de rádio.

Outro projeto e variante fora do eixo e desobstruído do Cassegrain é o refletor ' Yolo ' inventado por Arthur Leonard. Este projeto usa um primário esférico ou parabólico e um secundário esférico deformado mecanicamente para corrigir o astigmatismo induzido fora do eixo. Quando configurado corretamente, o Yolo pode fornecer vistas desobstruídas intransigentes de objetos planetários e alvos de campo não amplo, sem falta de contraste ou qualidade de imagem causada por aberração esférica. A falta de obstrução também elimina a difração associada à astrofotografia de refletor de Cassegrain e newtoniana.

Cassegrains Catadióptricos

Cassegrains catadióptricos usam dois espelhos, geralmente com um espelho primário esférico para reduzir o custo, combinado com elemento (s) corretor (es) refrativo (s) para corrigir as aberrações resultantes.

Schmidt-Cassegrain

O Schmidt-Cassegrain foi desenvolvido a partir da câmera Schmidt de campo amplo , embora a configuração do Cassegrain forneça um campo de visão muito mais estreito. O primeiro elemento óptico é uma placa corretora Schmidt . A placa é configurada colocando um vácuo de um lado e retificando a correção exata necessária para corrigir a aberração esférica causada pelo espelho primário esférico. Schmidt-Cassegrains são populares entre os astrônomos amadores. Uma das primeiras câmeras Schmidt-Cassegrain foi patenteada em 1946 pelo artista / arquiteto / físico Roger Hayward , com o suporte do filme colocado fora do telescópio.

Maksutov-Cassegrain

O Maksutov-Cassegrain é uma variação do telescópio Maksutov em homenagem ao ótico e astrônomo soviético / russo Dmitri Dmitrievich Maksutov . Ele começa com uma lente corretora opticamente transparente que é uma seção de uma esfera oca. Ele tem um espelho primário esférico e um secundário esférico que geralmente é uma seção espelhada da lente corretora.

Argunov-Cassegrain

No telescópio Argunov-Cassegrain, todas as ópticas são esféricas, e o espelho secundário Cassegrain clássico é substituído por um corretor de sub-abertura que consiste em três elementos de lente espaçados no ar. O elemento mais distante do espelho primário é um espelho Mangin , que atua como um espelho secundário.

Klevtsov-Cassegrain

O Klevtsov-Cassegrain, como o Argunov-Cassegrain, usa um corretor de sub-abertura que consiste em uma pequena lente de menisco e um espelho Mangin como seu "espelho secundário".

Antenas de rádio cassegrain

Os projetos da Cassegrain também são utilizados em antenas de estações terrenas de telecomunicações por satélite e radiotelescópios , com tamanhos que variam de 2,4 metros a 70 metros. O sub-refletor localizado centralmente serve para focalizar os sinais de radiofrequência de maneira semelhante aos telescópios ópticos.

Um exemplo de uma antena de rádio cassegrain é o prato de 70 metros em JPL 's Goldstone antena complexo . Para esta antena, o foco final está na frente do primário, no topo do pedestal que se projeta do espelho.

Veja também

• Telescópio de refração
• Sistema catadióptrico
• Celestron (Schmidt – Cassegrains, Maksutov Cassegrains)
• Lista de tipos de telescópio
• Instrumentos Meade (Schmidt – Cassegrains, Maksutov Cassegrains)
• Questar (Maksutov Cassegrains)
• Vixen (Cassegrains, Klevtsov – Cassegrain)

Referências

links externos

• Mídia relacionada aos telescópios Cassegrain no Wikimedia Commons