Telescópio refletor - Reflecting telescope

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Telescópio refletor Newtoniano / Cassegrain conversível de 24 polegadas em exibição no Franklin Institute

Um telescópio refletor (também chamado de refletor ) é um telescópio que usa um único ou uma combinação de espelhos curvos que refletem a luz e formam uma imagem . O telescópio refletor foi inventado no século 17 por Isaac Newton como uma alternativa ao telescópio refrator que, na época, era um projeto que sofria de severa aberração cromática . Embora os telescópios refletores produzam outros tipos de aberrações ópticas , é um projeto que permite objetivas de diâmetro muito grande . Quase todos os grandes telescópios usados ​​em pesquisas em astronomia são refletores. Os telescópios refletivos vêm em muitas variações de design e podem empregar elementos ópticos extras para melhorar a qualidade da imagem ou colocar a imagem em uma posição mecanicamente vantajosa. Como os telescópios refletores usam espelhos , o design é às vezes chamado de telescópio " catóptrico ".

Da época de Newton até 1800, o espelho em si era feito de metal - geralmente metal espéculo . Este tipo incluiu os primeiros projetos de Newton e até mesmo os maiores telescópios do século 19, o Leviathan de Parsonstown com um espelho de metal de 1,8 metros de largura. No século 19, um novo método usando um bloco de vidro revestido com uma camada muito fina de prata começou a se tornar mais popular na virada do século. Um grande ponto de viragem nos telescópios refletores foi o Observatório de Paris de 1,2 m de 1878, telescópios AA Common que levou aos telescópios refletores Crossley e Harvard, que ajudaram a estabelecer uma reputação melhor para os telescópios refletores, visto que os designs dos espelhos de metal eram conhecidos por suas desvantagens. Principalmente os espelhos de metal refletiam apenas cerca de 2/3 da luz e o metal embaçava. Depois de vários polimentos e manchas, o espelho pode perder sua configuração precisa.

Os telescópios refletivos tornaram-se extraordinariamente populares para a astronomia e muitos telescópios famosos, como o Telescópio Espacial Hubble e modelos amadores populares, usam esse design. Além disso, o princípio do telescópio de reflexão foi aplicado a outros comprimentos de onda de luz e, por exemplo, os telescópios de raios-X também usam o princípio de reflexão para fazer imagens ópticas formadoras.

História

Uma réplica do segundo telescópio refletor de Newton que ele apresentou à Royal Society em 1672
O grande telescópio de Birr, o Leviathan de Parsonstown. Restos modernos do espelho e da estrutura de suporte.

A ideia de que os espelhos curvos se comportam como lentes remonta pelo menos ao tratado de óptica de Alhazen , do século 11, trabalhos que foram amplamente disseminados em traduções latinas no início da Europa moderna . Logo após a invenção do telescópio refrator , Galileo , Giovanni Francesco Sagredo e outros, estimulados por seu conhecimento dos princípios dos espelhos curvos, discutiram a idéia de construir um telescópio usando um espelho como objetivo formador de imagem. Houve relatos de que o bolonhês Cesare Caravaggi construiu um por volta de 1626 e o ​​professor italiano Niccolò Zucchi , em uma obra posterior, escreveu que havia feito experiências com um espelho côncavo de bronze em 1616, mas disse que não produzia uma imagem satisfatória. As vantagens potenciais do uso de espelhos parabólicos , principalmente a redução da aberração esférica sem aberração cromática , levou a muitos projetos propostos para telescópios refletores. O mais notável foi James Gregory , que publicou um projeto inovador para um telescópio "refletivo" em 1663. Levaria dez anos (1673), até que o cientista experimental Robert Hooke pudesse construir este tipo de telescópio, que ficou conhecido como o Telescópio Gregoriano .

Isaac Newton foi geralmente creditado com a construção do primeiro telescópio refletor em 1668. Ele usava um espelho primário de metal esférico polido e um pequeno espelho diagonal em uma configuração óptica que passou a ser conhecida como o telescópio newtoniano .

Apesar das vantagens teóricas do projeto do refletor, a dificuldade de construção e o baixo desempenho dos espelhos de metal espéculo usados ​​na época levaram mais de 100 anos para que se tornassem populares. Muitos dos avanços nos telescópios refletivos incluíram a perfeição da fabricação de espelhos parabólicos no século 18, espelhos de vidro revestidos de prata no século 19, revestimentos de alumínio de longa duração no século 20, espelhos segmentados para permitir diâmetros maiores e óptica ativa para compensar para deformação gravitacional. Uma inovação de meados do século 20 foram os telescópios catadióptricos , como a câmera Schmidt , que usam um espelho esférico e uma lente (chamada de placa corretora) como elementos ópticos primários, usados ​​principalmente para imagens de campo amplo sem aberração esférica.

O final do século 20 viu o desenvolvimento de óptica adaptativa e imagens afortunadas para superar os problemas de visão , e os telescópios refletivos são onipresentes nos telescópios espaciais e em muitos tipos de dispositivos de imagem de espaçonaves .

Considerações técnicas

Um espelho primário curvo é o elemento óptico básico do telescópio refletor que cria uma imagem no plano focal. A distância do espelho ao plano focal é chamada de comprimento focal . Filme ou um sensor digital pode ser localizado aqui para registrar a imagem, ou um espelho secundário pode ser adicionado para modificar as características ópticas e / ou redirecionar a luz para filme, sensores digitais ou uma ocular para observação visual.

O espelho principal na maioria dos telescópios modernos é composto de um cilindro de vidro sólido cuja superfície frontal foi esférica ou parabólica . Uma fina camada de alumínio é depositada a vácuo no espelho, formando um primeiro espelho de superfície altamente refletivo .

Alguns telescópios usam espelhos primários feitos de maneira diferente. O vidro fundido é girado para tornar sua superfície parabolóide e é mantido girando enquanto esfria e se solidifica. (Consulte Forno rotativo .) A forma de espelho resultante se aproxima de uma forma parabolóide desejada que requer moagem e polimento mínimos para atingir a figura exata necessária.

Erros ópticos

Os telescópios refletivos, assim como qualquer outro sistema óptico, não produzem imagens "perfeitas". A necessidade de criar imagens de objetos a distâncias até o infinito, vê-los em diferentes comprimentos de onda de luz, junto com a necessidade de ter uma maneira de ver a imagem que o espelho primário produz, significa que sempre há algum compromisso no design óptico de um telescópio refletor.

Como o espelho primário focaliza a luz em um ponto comum na frente de sua própria superfície refletora, quase todos os designs de telescópio refletivo têm um espelho secundário , suporte de filme ou detector próximo a esse ponto focal, obstruindo parcialmente a luz de alcançar o espelho primário. Isso não apenas causa alguma redução na quantidade de luz que o sistema coleta, mas também causa uma perda de contraste na imagem devido aos efeitos de difração da obstrução, bem como picos de difração causados ​​pela maioria das estruturas de suporte secundárias.

O uso de espelhos evita a aberração cromática, mas eles produzem outros tipos de aberrações . Um espelho esférico simples não pode trazer luz de um objeto distante para um foco comum, uma vez que o reflexo dos raios de luz que incidem sobre o espelho perto de sua borda não convergem com aqueles que refletem mais perto do centro do espelho, um defeito chamado aberração esférica . Para evitar esse problema, a maioria dos telescópios refletores usa espelhos parabólicos , uma forma que pode concentrar toda a luz em um foco comum. Os espelhos parabólicos funcionam bem com objetos perto do centro da imagem que eles produzem, (luz viajando paralelamente ao eixo óptico do espelho ), mas em direção à borda desse mesmo campo de visão eles sofrem de aberrações fora do eixo:

  • Coma - uma aberração em que fontes pontuais (estrelas) no centro da imagem são focadas em um ponto, mas normalmente aparecem como manchas radiais "semelhantes a cometas" que pioram em direção às bordas da imagem.
  • Curvatura de campo - O melhor plano de imagem é geralmente curvo, o que pode não corresponder ao formato do detector e leva a um erro de foco no campo. Às vezes é corrigido por lentes de achatamento de campo.
  • Astigmatismo - uma variação azimutal de foco em torno da abertura que faz com que as imagens da fonte pontual fora do eixo pareçam elípticas. O astigmatismo geralmente não é um problema em um campo de visão estreito , mas em uma imagem de campo amplo piora rapidamente e varia de forma quadrática com o ângulo de campo.
  • Distorção - a distorção não afeta a qualidade da imagem (nitidez), mas afeta as formas dos objetos. Às vezes, é corrigido pelo processamento de imagem.

Existem projetos de telescópios refletores que usam superfícies de espelho modificadas (como o telescópio Ritchey – Chrétien ) ou alguma forma de lente de correção (como telescópios catadióptricos ) que corrigem algumas dessas aberrações.

Use em pesquisas astronômicas

Espelho principal montado no Goddard Space Flight Center , maio de 2016.

Quase todos os grandes telescópios astronômicos de nível de pesquisa são refletores. Há várias razões para isso:

  • Os refletores funcionam em um espectro mais amplo de luz, uma vez que certos comprimentos de onda são absorvidos ao passar por elementos de vidro, como aqueles encontrados em um refrator ou em um telescópio catadióptrico .
  • Em uma lente, todo o volume de material deve estar livre de imperfeições e não homogeneidades, enquanto em um espelho, apenas uma superfície deve ser perfeitamente polida.
  • A luz de diferentes comprimentos de onda viaja por um meio diferente do vácuo em diferentes velocidades. Isso causa a aberração cromática . Reduzir isso a níveis aceitáveis ​​geralmente envolve uma combinação de duas ou três lentes de tamanho de abertura (veja acromático e apocromático para mais detalhes). O custo de tais sistemas, portanto, aumenta significativamente com o tamanho da abertura. Uma imagem obtida de um espelho não sofre de aberração cromática para começar, e o custo do espelho é muito mais modesto com seu tamanho.
  • Existem problemas estruturais envolvidos na fabricação e manipulação de lentes de grande abertura. Uma vez que uma lente só pode ser mantida no lugar pela borda, o centro de uma lente grande cederá devido à gravidade , distorcendo a imagem que ela produz. O maior tamanho prático de lente em um telescópio refrator é de cerca de 1 metro. Em contraste, um espelho pode ser sustentado por todo o lado oposto à sua face refletora, permitindo projetos de telescópios refletivos que podem superar a queda gravitacional. Os maiores designs de refletores atualmente excedem 10 metros de diâmetro.

Refletindo projetos de telescópios

gregoriano

Caminho da luz em um telescópio gregoriano.

O telescópio Gregoriano , descrito pelo astrônomo e matemático escocês James Gregory em seu livro de 1663, Optica Promota , emprega um espelho secundário côncavo que reflete a imagem de volta através de um orifício no espelho primário. Isso produz uma imagem vertical, útil para observações terrestres. Algumas pequenas lunetas ainda são construídas dessa forma. Existem vários grandes telescópios modernos que usam uma configuração gregoriana, como o Telescópio de Tecnologia Avançada do Vaticano , os telescópios de Magalhães , o Grande Telescópio Binocular e o Telescópio Gigante de Magalhães .

newtoniano

Caminho da luz em um telescópio newtoniano.

O telescópio newtoniano foi o primeiro telescópio refletor bem-sucedido, concluído por Isaac Newton em 1668. Ele geralmente tem um espelho primário parabolóide, mas em razões focais de f / 8 ou mais um espelho primário esférico pode ser suficiente para alta resolução visual. Um espelho secundário plano reflete a luz para um plano focal na lateral do topo do tubo do telescópio. É um dos designs mais simples e menos caros para um determinado tamanho de primário e é popular entre os fabricantes de telescópios amadores como um projeto de construção doméstica.

O design Cassegrain e suas variações

Caminho da luz em um telescópio Cassegrain.

O telescópio Cassegrain (às vezes chamado de "Cassegrain Clássico") foi publicado pela primeira vez em um projeto de 1672 atribuído a Laurent Cassegrain . Ele tem um espelho primário parabólico e um espelho secundário hiperbólico que reflete a luz de volta através de um orifício no primário. O efeito de dobramento e divergência do espelho secundário cria um telescópio com um comprimento focal longo, mas com um comprimento de tubo curto.

Ritchey – Chrétien

O telescópio Ritchey-Chrétien , inventado por George Willis Ritchey e Henri Chrétien no início dos anos 1910, é um refletor Cassegrain especializado que possui dois espelhos hiperbólicos (em vez de um primário parabólico). Ele está livre de coma e aberração esférica em um plano focal quase plano se a curvatura primária e secundária forem corretamente configuradas , tornando-o adequado para campo amplo e observações fotográficas. Quase todos os telescópios refletores profissionais do mundo têm o design Ritchey-Chrétien.

Anastigmat de três espelhos

Incluir um terceiro espelho curvo permite a correção da distorção restante, astigmatismo, do design Ritchey – Chrétien. Isso permite campos de visão muito maiores.

Dall – Kirkham

O design do telescópio Dall – Kirkham Cassegrain foi criado por Horace Dall em 1928 e ganhou 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 da revista na época. Ele usa um espelho primário elíptico côncavo e um secundário esférico convexo . Embora este sistema seja mais fácil de triturar do que um sistema clássico de Cassegrain ou Ritchey-Chrétien, ele não corrige o coma fora do eixo. A curvatura do campo é realmente menor do que um Cassegrain clássico. Como isso é menos perceptível em razões focais mais longas , Dall – Kirkhams raramente são mais rápidos do que f / 15.

Projetos fora do eixo

Existem vários projetos que tentam evitar a obstrução da luz que entra, eliminando o secundário ou movendo qualquer elemento secundário para fora do eixo óptico do espelho primário , comumente chamados de sistemas ópticos fora do eixo .

Herscheliano

Caminhos leves
Telescópio herscheliano
Telescópio Schiefspiegler

O refletor Herscheliano é nomeado após William Herschel , que usou este projeto para construir telescópios muito grandes, incluindo o telescópio de 12 metros em 1789. No refletor Herscheliano, o espelho primário é inclinado para que a cabeça do observador não bloqueie a luz que entra. Embora isso introduza aberrações geométricas, Herschel empregou esse projeto para evitar o uso de um espelho secundário newtoniano, uma vez que os espelhos de metal espéculo daquela época embaçavam rapidamente e só podiam atingir 60% de refletividade.

Schiefspiegler

Uma variante do Cassegrain, o telescópio Schiefspiegler ("enviesado" ou "refletor oblíquo") 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 um aumento do coma e do astigmatismo. Esses defeitos se tornam controláveis ​​em grandes proporções focais - a maioria dos Schiefspieglers usa f / 15 ou mais, o que tende a restringir a observação útil à Lua e aos planetas. Uma série de variações são comuns, com vários números de espelhos de diferentes tipos. O estilo Kutter (que leva o nome de seu inventor Anton Kutter ) usa uma única lente côncava primária, uma convexa secundária e uma plano-convexa entre o espelho secundário e o plano focal, quando necessário (é o caso do catadióptrico Schiefspiegler ). Uma variação de um multi-schiefspiegler usa um primário côncavo, um secundário convexo e um terciário parabólico. Um dos aspectos interessantes de alguns Schiefspieglers é que um dos espelhos pode estar envolvido no caminho da luz duas vezes - cada caminho da luz reflete ao longo de um caminho meridional diferente.

Stevick-Paul

Os telescópios Stevick-Paul são versões fora do eixo dos sistemas Paul de 3 espelhos com um espelho diagonal plano adicionado. Um espelho secundário convexo é colocado ao lado da luz que entra no telescópio e posicionado afocalmente de modo a enviar luz paralela para o terciário. O espelho terciário côncavo é posicionado exatamente duas vezes mais longe do lado do feixe de entrada do que o secundário convexo, e seu próprio raio de curvatura está distante do secundário. Como o espelho terciário recebe luz paralela do secundário, ele forma uma imagem em seu foco. O plano focal está dentro do sistema de espelhos, mas é acessível ao olho com a inclusão de uma diagonal plana. A configuração Stevick-Paul resulta em todas as aberrações ópticas totalizando zero à terceira ordem, exceto para a superfície Petzval que é suavemente curvada.

Yolo

O Yolo foi desenvolvido por Arthur S. Leonard em meados da década de 1960. Como o Schiefspiegler, é um telescópio refletor inclinado e desobstruído. O Yolo original consiste em um espelho côncavo primário e um secundário, com a mesma curvatura e a mesma inclinação do eixo principal. A maioria dos Yolos usa refletores toroidais . O design Yolo elimina o coma, mas deixa um astigmatismo significativo, que é reduzido pela deformação do espelho secundário por alguma forma de arnês de empenamento ou, alternativamente, polindo uma figura toroidal no secundário. Como Schiefspieglers, muitas variações Yolo foram perseguidas. A quantidade necessária de formato toroidal pode ser transferida total ou parcialmente para o espelho primário. Em montagens ópticas de grandes proporções focais, tanto o espelho primário quanto o secundário podem ser deixados esféricos e uma lente de correção de óculos é adicionada entre o espelho secundário e o plano focal ( catadióptrico Yolo ). A adição de um espelho terciário convexo de foco longo leva à configuração Solano de Leonard . O telescópio Solano não contém nenhuma superfície tórica.

Telescópios de espelho líquido

Um projeto de telescópio usa um espelho giratório que consiste em um metal líquido em uma bandeja que é girada em velocidade constante. Conforme a bandeja gira, o líquido forma uma superfície parabolóide de tamanho essencialmente ilimitado. Isso permite fazer espelhos telescópicos muito grandes (mais de 6 metros), mas infelizmente eles não podem ser direcionados, pois sempre apontam na vertical.

Planos focais

Foco principal

Um projeto de telescópio de foco principal. O observador / câmera está no ponto focal (mostrado como um X vermelho).

Em um projeto de foco principal , nenhuma ótica secundária é usada, a imagem é acessada no ponto focal do espelho primário . No ponto focal está algum tipo de estrutura para segurar uma placa de filme ou detector eletrônico. No passado, em telescópios muito grandes, um observador se sentava dentro do telescópio em uma "gaiola de observação" para ver a imagem diretamente ou operar uma câmera. Hoje em dia, as câmeras CCD permitem a operação remota do telescópio de quase qualquer lugar do mundo. O espaço disponível no foco principal é severamente limitado pela necessidade de evitar obstruir a luz que entra.

Radiotelescópios geralmente têm um design de foco principal. O espelho é substituído por uma superfície de metal para refletir as ondas de rádio , e o observador é uma antena .

Foco de Cassegrain

Design Cassegrain

Para telescópios construídos com o design Cassegrain ou outros designs relacionados, a imagem é formada atrás do espelho primário, no ponto focal do espelho secundário . Um observador vê pela parte traseira do telescópio, ou uma câmera ou outro instrumento é montado na parte traseira. O foco Cassegrain é comumente usado para telescópios amadores ou telescópios de pesquisa menores. No entanto, para grandes telescópios com instrumentos correspondentemente grandes, um instrumento no foco de Cassegrain deve se mover com o telescópio enquanto ele gira; isso impõe requisitos adicionais à resistência da estrutura de suporte do instrumento e potencialmente limita o movimento do telescópio para evitar a colisão com obstáculos como paredes ou equipamentos dentro do observatório.

Foco Nasmyth e coudé

Caminho de luz Nasmyth / coudé.

Nasmyth

O design Nasmyth é semelhante ao Cassegrain, exceto que a luz não é direcionada através de um orifício no espelho primário; em vez disso, um terceiro espelho reflete a luz para o lado do telescópio para permitir a montagem de instrumentos pesados. Este é um projeto muito comum em grandes telescópios de pesquisa.

Coudé

Adicionar mais ótica a um telescópio estilo Nasmyth para distribuir a luz (geralmente através do eixo de declinação ) a um ponto de foco fixo que não se move quando o telescópio é reorientado dá um foco coudé (da palavra francesa para cotovelo). O foco coudé fornece um campo de visão mais estreito do que um foco Nasmyth e é usado com instrumentos muito pesados ​​que não precisam de um amplo campo de visão. Uma dessas aplicações são os espectrógrafos de alta resolução que têm grandes espelhos colimadores (de preferência com o mesmo diâmetro do espelho primário do telescópio) e comprimentos focais muito longos. Tais instrumentos não podiam suportar ser movidos e adicionar espelhos ao caminho da luz para formar um trem coudé , desviando a luz para uma posição fixa para tal instrumento alojado no ou abaixo do piso de observação (e geralmente construído como uma parte integral imóvel do observatório) era a única opção. O telescópio de 60 polegadas Hale (1,5 m), telescópio Hooker , 200 polegadas Hale telescópio , telescópio Shane , e Telescópio Smith J. Harlan tudo foram construídos com instrumentação coudé focos. O desenvolvimento de espectrômetros echelle permitiu espectroscopia de alta resolução com um instrumento muito mais compacto, que às vezes pode ser montado com sucesso no foco Cassegrain. Desde que os suportes de telescópio alt-az baratos e adequadamente estáveis, controlados por computador, foram desenvolvidos na década de 1980, o design do Nasmyth geralmente suplantou o foco coudé para grandes telescópios.

Espectrógrafos alimentados por fibra

Para instrumentos que requerem estabilidade muito alta, ou que são muito grandes e pesados, é desejável montar o instrumento em uma estrutura rígida, ao invés de movê-lo com o telescópio. Enquanto a transmissão de todo o campo de visão exigiria um foco coudé padrão, a espectroscopia normalmente envolve a medição de apenas alguns objetos discretos, como estrelas ou galáxias. Portanto, é possível coletar luz desses objetos com fibras ópticas no telescópio, colocando o instrumento a uma distância arbitrária do telescópio. Exemplos de espectrógrafos alimentados por fibra incluem os espectrógrafos de caça a planetas HARPS ou ESPRESSO .

Além disso, a flexibilidade das fibras ópticas permite que a luz seja coletada de qualquer plano focal; por exemplo, o espectrógrafo HARPS utiliza o foco Cassegrain do telescópio ESO 3,6 m , enquanto o espectrógrafo de foco principal está conectado ao foco principal do telescópio Subaru .

Veja também

Referências

links externos