Telescopio reflector

Un telescopio reflector (también llamado reflector) es un telescopio que utiliza uno solo o una combinación de espejos curvos que reflejan la luz y forman una imagen. El telescopio reflector fue inventado en el siglo XVII por Isaac Newton como una alternativa al telescopio refractor que, en ese momento, era un diseño que sufría de aberración cromática severa. Aunque los telescopios reflectores producen otros tipos de aberraciones ópticas, es un diseño que permite objetivos de muy gran diámetro. Casi todos los principales telescopios utilizados en la investigación astronómica son reflectores. Se utilizan muchas formas variantes y algunas emplean elementos ópticos adicionales para mejorar la calidad de la imagen o colocar la imagen en una posición mecánicamente ventajosa. Dado que los telescopios reflectores usan espejos, el diseño a veces se denomina telescopio catóptrico.

Desde la época de Newton hasta el siglo XIX, el espejo en sí estaba hecho de metal, generalmente de metal espéculo. Este tipo incluía los primeros diseños de Newton y el telescopio más grande del siglo XIX, el Leviatán de Parsonstown con un espejo de metal de 6 pies (1,8 m) de ancho. En el siglo XIX, un nuevo método que usaba un bloque de vidrio recubierto con una capa muy delgada de plata comenzó a ser más popular a principios de siglo. Telescopios comunes que llevaron a los telescopios reflectores Crossley y Harvard, que ayudaron a establecer una mejor reputación para los telescopios reflectores ya que los diseños de espejos metálicos se destacaron por sus inconvenientes. Principalmente, los espejos de metal solo reflejaban alrededor de 2⁄3 de la luz y el metal se empañaría. Después de múltiples pulidos y deslustrados, el espejo podría perder su figura precisa necesaria.

Los telescopios reflectores se volvieron extraordinariamente populares para la astronomía y muchos telescopios famosos, como el telescopio espacial Hubble, y los modelos aficionados populares utilizan este diseño. Además, el principio del telescopio de reflexión se aplicó a otras longitudes de onda electromagnéticas y, por ejemplo, los telescopios de rayos X también utilizan el principio de reflexión para crear ópticas de formación de imágenes.

Historia

La idea de que los espejos curvos se comportan como lentes se remonta al menos al tratado de óptica del siglo XI de Alhazen, obras que se habían difundido ampliamente en traducciones latinas en la Europa moderna temprana. Poco después de la invención del telescopio refractor, Galileo, Giovanni Francesco Sagredo y otros, impulsados por su conocimiento de los principios de los espejos curvos, discutieron la idea de construir un telescopio utilizando un espejo como objetivo de formación de imágenes. Hubo informes de que el boloñés Cesare Caravaggi había construido uno alrededor de 1626 y el profesor italiano Niccolò Zucchi, en un trabajo posterior, escribió que había experimentado con un espejo de bronce cóncavo en 1616, pero dijo que no produjo una imagen satisfactoria. Las ventajas potenciales de usar espejos parabólicos, principalmente la reducción de la aberración esférica sin aberración cromática, llevaron a muchos diseños propuestos para telescopios reflectores. El más notable fue James Gregory, quien publicó un diseño innovador para un telescopio 'reflector' en 1663. Pasarían diez años (1673) antes de que el científico experimental Robert Hooke pudiera construir este tipo de telescopio, que se conoció como el telescopio gregoriano.

Cinco años después de que Gregory diseñara su telescopio y cinco años antes de que Hooke construyera el primer telescopio gregoriano de este tipo, Isaac Newton construyó en 1668 su propio telescopio reflector, generalmente reconocido como el primer telescopio reflector. Usó un espejo primario de metal esmerilado esféricamente y un pequeño espejo diagonal en una configuración óptica que se conoce como el telescopio newtoniano.

A pesar de las ventajas teóricas del diseño del reflector, la dificultad de construcción y el bajo rendimiento de los espejos de metal de espéculo que se usaban en ese momento significaron que tardaron más de 100 años en volverse populares. Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron la perfección de la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII, espejos de vidrio revestidos de plata en el siglo XIX (construidos por Léon Foucault en 1858), revestimientos de aluminio de larga duración en el siglo XX, espejos segmentados para permitir diámetros más grandes y óptica activa para compensar la deformación gravitatoria. Una innovación de mediados del siglo XX fueron los telescopios catadióptricos como la cámara Schmidt, que utilizan un espejo esférico y una lente (llamada placa correctora) como elementos ópticos primarios, utilizados principalmente para imágenes de campo amplio sin aberración esférica.

A finales del siglo XX se ha visto el desarrollo de la óptica adaptativa y las imágenes de la suerte para superar los problemas de la vista, y los telescopios reflectores son omnipresentes en los telescopios espaciales y en muchos tipos de dispositivos de imágenes de naves espaciales.

Consideraciones técnicas

Un espejo primario curvo es el elemento óptico básico del telescopio reflector que crea una imagen en el plano focal. La distancia del espejo al plano focal se llama distancia focal. Aquí se puede ubicar una película o un sensor digital para registrar la imagen, o se puede agregar un espejo secundario para modificar las características ópticas y/o redirigir la luz a la película, sensores digitales o un ocular para la observación visual.

El espejo principal de la mayoría de los telescopios modernos está compuesto por un cilindro de vidrio sólido cuya superficie frontal ha sido esmerilada en forma esférica o parabólica. Una fina capa de aluminio se deposita al vacío sobre el espejo, formando un primer espejo de superficie altamente reflectante.

Algunos telescopios usan espejos primarios que están hechos de manera diferente. El vidrio fundido se gira para hacer que su superficie sea paraboloide y se mantiene girando mientras se enfría y solidifica. (Consulte Horno giratorio). La forma del espejo resultante se aproxima a la forma de paraboloide deseada que requiere un esmerilado y pulido mínimos para alcanzar la figura exacta necesaria.

Errores ópticos

Los telescopios reflectores, al igual que cualquier otro sistema óptico, no producen imágenes "perfectas" imágenes La necesidad de obtener imágenes de objetos a distancias hasta el infinito, verlos en diferentes longitudes de onda de luz, junto con el requisito de tener alguna forma de ver la imagen que produce el espejo primario, significa que siempre hay algún compromiso en un telescopio reflector. diseño óptico.

Debido a que el espejo principal enfoca la luz en un punto común frente a su propia superficie reflectante, casi todos los diseños de telescopios reflectores tienen un espejo secundario, un soporte de película o un detector cerca de ese punto focal que obstruye parcialmente que la luz llegue al espejo principal. Esto no solo provoca una reducción en la cantidad de luz que recoge el sistema, sino que también provoca una pérdida de contraste en la imagen debido a los efectos de difracción de la obstrucción, así como a los picos de difracción causados por la mayoría de las estructuras de soporte secundarias.

El uso de espejos evita la aberración cromática pero producen otro tipo de aberraciones. Un espejo esférico simple no puede llevar la luz de un objeto distante a un foco común, ya que el reflejo de los rayos de luz que inciden en el espejo cerca de su borde no convergen con los que se reflejan más cerca del centro del espejo, un defecto llamado aberración esférica. Para evitar este problema, la mayoría de los telescopios reflectores utilizan espejos de forma parabólica, una forma que puede enfocar toda la luz en un foco común. Los espejos parabólicos funcionan bien con objetos cerca del centro de la imagen que producen (luz que viaja paralela al eje óptico del espejo), pero hacia el borde de ese mismo campo de visión sufren aberraciones fuera del eje:

• Coma – una aberración donde las fuentes de puntos (estrellas) en el centro de la imagen se centran en un punto, pero normalmente aparece como lodos radiales "comet-like" que empeoran hacia los bordes de la imagen.
• curvatura de campo – El mejor plano de imagen es en general curvado, que puede no corresponder a la forma del detector y conduce a un error de enfoque en todo el campo. A veces es corregido por un lente de aplanamiento de campo.
• Astigmatismo – una variación azimutal de enfoque alrededor de la abertura causando imágenes de origen punto fuera del eje para aparecer elíptico. El astigmatismo no suele ser un problema en un campo de visión estrecho, pero en una imagen de campo amplio se pone rápidamente peor y varía cuadráticamente con ángulo de campo.
• Distorsión – La distorsión no afecta la calidad de imagen (sharpness) sino que afecta las formas de objetos. A veces es corregido por el procesamiento de imágenes.

Hay diseños de telescopios reflectores que utilizan superficies de espejo modificadas (como el telescopio Ritchey-Chrétien) o algún tipo de lente correctora (como los telescopios catadióptricos) que corrigen algunas de estas aberraciones.

Uso en investigación astronómica

Casi todos los grandes telescopios astronómicos de grado de investigación son reflectores. Hay varias razones para esto:

• Los reflectores trabajan en un espectro más amplio de luz ya que ciertas longitudes de onda se absorben cuando pasan por elementos de vidrio como los encontrados en un refractor o en un telescopio catadioptrico.
• En una lente todo el volumen del material tiene que estar libre de imperfección e inhomogeneidades, mientras que en un espejo, sólo una superficie tiene que ser perfectamente pulida.
• La luz de diferentes longitudes de onda viaja a través de un medio distinto al vacío a diferentes velocidades. Esto causa la aberración cromática. Reducir esto a niveles aceptables generalmente implica una combinación de dos o tres lentes de tamaño de abertura (ver achromat y apochromat para más detalles). Por lo tanto, el costo de esos sistemas aumenta considerablemente con el tamaño de la abertura. Una imagen obtenida de un espejo no sufre de aberración cromática para empezar, y el costo de las escalas del espejo mucho más modesto con su tamaño.
• Hay problemas estructurales en la fabricación y manipulación de lentes de gran apertura. Dado que una lente sólo puede ser sostenida por su borde, el centro de una lente grande se agudizará debido a la gravedad, distorsionando la imagen que produce. El mayor tamaño práctico de la lente en un telescopio refractante es alrededor de 1 metro. En cambio, un espejo puede ser soportado por todo el lado frente a su rostro reflectante, permitiendo reflejar los diseños de telescopios que pueden superar la onda gravitacional. Los diseños reflectores más grandes superan actualmente 10 metros de diámetro.

Diseños de telescopios reflectores

Gregoriano

El telescopio gregoriano, descrito por el astrónomo y matemático escocés James Gregory en su libro de 1663 Optica Promota, emplea un espejo secundario cóncavo que refleja la imagen a través de un agujero en el espejo primario. Esto produce una imagen vertical, útil para observaciones terrestres. Algunos telescopios pequeños todavía se construyen de esta manera. Hay varios grandes telescopios modernos que utilizan una configuración gregoriana, como el Telescopio de Tecnología Avanzada del Vaticano, los telescopios de Magallanes, el Gran Telescopio Binocular y el Telescopio Gigante de Magallanes.

Newtoniano

El telescopio newtoniano fue el primer telescopio reflector exitoso, completado por Isaac Newton en 1668. Por lo general, tiene un espejo primario paraboloide, pero con relaciones focales de alrededor de f/10 o más, un espejo primario esférico puede ser suficiente para una alta resolución visual. Un espejo secundario plano refleja la luz en un plano focal en el costado de la parte superior del tubo del telescopio. Es uno de los diseños más simples y menos costosos para un tamaño dado de primario, y es popular entre los fabricantes de telescopios aficionados como proyecto de construcción en el hogar.

El diseño Cassegrain y sus variaciones

El telescopio Cassegrain (a veces llamado "Classic Cassegrain") se publicó por primera vez en un diseño de 1672 atribuido a Laurent Cassegrain. Tiene un espejo primario parabólico y un espejo secundario hiperbólico que refleja la luz hacia abajo a través de un orificio en el primario. El efecto de plegado y divergencia del espejo secundario crea un telescopio con una distancia focal larga y un tubo de longitud corta.

Ritchey-Chrétien

El telescopio Ritchey-Chrétien, inventado por George Willis Ritchey y Henri Chrétien a principios de la década de 1910, es un reflector Cassegrain especializado que tiene dos espejos hiperbólicos (en lugar de un primario parabólico). Está libre de coma y aberración esférica en un plano focal casi plano si la curvatura primaria y secundaria se calculan correctamente, lo que lo hace ideal para observaciones fotográficas y de campo amplio. Casi todos los telescopios reflectores profesionales del mundo tienen el diseño de Ritchey-Chrétien.

Anastigmat de tres espejos

Incluir un tercer espejo curvo permite corregir la distorsión restante, el astigmatismo, del diseño de Ritchey-Chrétien. Esto permite campos de visión mucho más grandes.

Dall–Kirkham

El diseño del telescopio Dall–Kirkham Cassegrain fue creado por Horace Dall en 1928 y tomó el nombre en un artículo publicado en Scientific American en 1930 siguiendo discusión entre el astrónomo aficionado Allan Kirkham y Albert G. Ingalls, el editor de la revista en ese momento. Utiliza un espejo primario elíptico cóncavo y un secundario esférico convexo. Si bien este sistema es más fácil de moler que un sistema Cassegrain o Ritchey-Chrétien clásico, no corrige el coma fuera del eje. La curvatura de campo es en realidad menor que la de un Cassegrain clásico. Debido a que esto es menos perceptible en relaciones focales más largas, los Dall-Kirkham rara vez son más rápidos que f/15.

Diseños fuera del eje

Hay varios diseños que intentan evitar obstruir la luz entrante eliminando el secundario o moviendo cualquier elemento secundario fuera del eje óptico del espejo primario, comúnmente llamados sistemas ópticos fuera del eje.

Herscheliano

Caminos de luz

telescopio Herschelian

telescopio Schiefspiegler

El reflector Herschelian lleva el nombre de William Herschel, quien usó este diseño para construir telescopios muy grandes, incluido el telescopio de 40 pies en 1789. En el reflector Herschelian, el espejo principal está inclinado para que el observador 39; la cabeza de s no bloquea la luz entrante. Aunque esto introduce aberraciones geométricas, Herschel empleó este diseño para evitar el uso de un espejo secundario newtoniano, ya que los espejos de metal de espéculo de esa época se empañaban rápidamente y solo podían alcanzar un 60 % de reflectividad.

Schiefpiegler

Una variante del Cassegrain, el telescopio Schiefspiegler ("sesgado" o "reflector oblicuo") utiliza espejos inclinados para evitar que el espejo secundario proyecte una sombra sobre el primario. Sin embargo, al eliminar los patrones de difracción, esto conduce a un aumento del coma y el astigmatismo. Estos defectos se vuelven manejables en relaciones focales grandes: la mayoría de los Schiefspieglers usan f/15 o más, lo que tiende a restringir la observación útil a la Luna y los planetas. Son comunes una serie de variaciones, con un número variable de espejos de diferentes tipos. El estilo Kutter (llamado así por su inventor Anton Kutter) utiliza una única lente primaria cóncava, una secundaria convexa y una lente plano-convexa entre el espejo secundario y el plano focal, cuando es necesario (este es el caso del Schiefspiegler catadioptrico). Una variación de un multi-schiefspiegler utiliza un primario cóncavo, un secundario convexo y un terciario parabólico. Uno de los aspectos interesantes de algunos Schiefspieglers es que uno de los espejos puede estar involucrado dos veces en la trayectoria de la luz: cada trayectoria de la luz se refleja a lo largo de una trayectoria meridional diferente.

Stevick-Paul

Los telescopios Stevick-Paul son versiones fuera del eje de los sistemas de tres espejos de Paul con un espejo diagonal plano adicional. Un espejo secundario convexo se coloca justo al lado de la luz que ingresa al telescopio y se coloca afocalmente para enviar luz paralela al terciario. El espejo terciario cóncavo se coloca exactamente dos veces más lejos del lado del haz entrante que el secundario convexo, y su propio radio de curvatura está distante del secundario. Como el espejo terciario recibe luz paralela del secundario, forma una imagen en su foco. El plano focal se encuentra dentro del sistema de espejos, pero es accesible al ojo con la inclusión de una diagonal plana. La configuración de Stevick-Paul da como resultado que todas las aberraciones ópticas sumen cero al tercer orden, excepto la superficie de Petzval, que está ligeramente curvada.

Yolo

El Yolo fue desarrollado por Arthur S. Leonard a mediados de la década de 1960. Al igual que el Schiefspiegler, es un telescopio reflector inclinado sin obstrucciones. El Yolo original consta de un espejo cóncavo primario y secundario, con la misma curvatura, y la misma inclinación al eje principal. La mayoría de los Yolos usan reflectores toroidales. El diseño de Yolo elimina el coma, pero deja un astigmatismo significativo, que se reduce mediante la deformación del espejo secundario mediante algún tipo de arnés de deformación o, alternativamente, puliendo una figura toroidal en el secundario. Al igual que los Schiefspieglers, se han buscado muchas variaciones de Yolo. La cantidad necesaria de forma toroidal se puede transferir total o parcialmente al espejo primario. En conjuntos ópticos de grandes relaciones focales, tanto el espejo primario como el secundario se pueden dejar esféricos y se agrega una lente correctora de gafas entre el espejo secundario y el plano focal (Yolo catadióptrico). La adición de un espejo terciario convexo de foco largo conduce a la configuración Solano de Leonard. El telescopio Solano no contiene superficies tóricas.

Telescopios de espejo líquido

Un diseño de telescopio utiliza un espejo giratorio que consta de un metal líquido en una bandeja que gira a velocidad constante. A medida que la bandeja gira, el líquido forma una superficie paraboloide de tamaño prácticamente ilimitado. Esto permite hacer espejos de telescopio muy grandes (más de 6 metros), pero desafortunadamente no se pueden dirigir, ya que siempre apuntan verticalmente.

Planos focales

Primer enfoque

En un diseño de enfoque principal no se utilizan ópticas secundarias, se accede a la imagen en el punto focal del espejo primario. En el punto focal hay algún tipo de estructura para sujetar una placa de película o un detector electrónico. En el pasado, en telescopios muy grandes, un observador se sentaba dentro del telescopio en una 'jaula de observación'. para ver directamente la imagen u operar una cámara. Hoy en día, las cámaras CCD permiten la operación remota del telescopio desde casi cualquier parte del mundo. El espacio disponible en el foco principal está severamente limitado por la necesidad de evitar obstruir la luz entrante.

Los radiotelescopios suelen tener un diseño de foco principal. El espejo se reemplaza por una superficie metálica para reflejar las ondas de radio, y el observador es una antena.

Enfoque Cassegrain

Para los telescopios construidos con el diseño Cassegrain u otros diseños relacionados, la imagen se forma detrás del espejo primario, en el punto focal del espejo secundario. Un observador ve a través de la parte trasera del telescopio, o se monta una cámara u otro instrumento en la parte trasera. El foco Cassegrain se usa comúnmente para telescopios de aficionados o telescopios de investigación más pequeños. Sin embargo, para telescopios grandes con instrumentos correspondientemente grandes, un instrumento en el foco de Cassegrain debe moverse con el telescopio a medida que gira; esto impone requisitos adicionales a la resistencia de la estructura de soporte del instrumento y limita potencialmente el movimiento del telescopio para evitar la colisión con obstáculos como paredes o equipos dentro del observatorio.

Enfoque Nasmyth y Coudé

Nasmyth

El diseño Nasmyth es similar al Cassegrain excepto que la luz no se dirige a través de un orificio en el espejo principal; en cambio, un tercer espejo refleja la luz al costado del telescopio para permitir el montaje de instrumentos pesados. Este es un diseño muy común en los grandes telescopios de investigación.

Coudé

Agregar más ópticas a un telescopio estilo Nasmyth para entregar la luz (generalmente a través del eje de declinación) a un punto de enfoque fijo que no se mueve a medida que se reorienta el telescopio da un enfoque coudé (desde la palabra francesa para codo). El foco coudé ofrece un campo de visión más estrecho que un foco Nasmyth y se utiliza con instrumentos muy pesados que no necesitan un campo de visión amplio. Una de esas aplicaciones son los espectrógrafos de alta resolución que tienen grandes espejos colimadores (idealmente con el mismo diámetro que el espejo principal del telescopio) y distancias focales muy largas. Dichos instrumentos no podrían soportar ser movidos, y agregar espejos a la trayectoria de la luz para formar un tren coudé, desviando la luz a una posición fija a dicho instrumento alojado en o debajo del piso de observación (y generalmente construido como parte integral inmóvil del edificio del observatorio) era la única opción. El telescopio Hale de 60 pulgadas (1,5 m), el telescopio Hooker, el telescopio Hale de 200 pulgadas, el telescopio Shane y el telescopio Harlan J. Smith se construyeron con instrumentación de focos coudé. El desarrollo de los espectrómetros echelle permitió la espectroscopia de alta resolución con un instrumento mucho más compacto, que a veces se puede montar con éxito en el foco Cassegrain. Dado que en la década de 1980 se desarrollaron monturas de telescopio alt-az controladas por computadora, económicas y adecuadamente estables, el diseño de Nasmyth generalmente ha suplantado el enfoque coudé para telescopios grandes.

Espectrógrafos alimentados por fibra

Para instrumentos que requieren una estabilidad muy alta, o que son muy grandes y voluminosos, es conveniente montar el instrumento en una estructura rígida, en lugar de moverlo con el telescopio. Mientras que la transmisión del campo de visión completo requeriría un enfoque coudé estándar, la espectroscopia generalmente implica la medición de solo unos pocos objetos discretos, como estrellas o galaxias. Por tanto, es factible recoger la luz de estos objetos con fibras ópticas en el telescopio, colocando el instrumento a una distancia arbitraria del telescopio. Los ejemplos de espectrógrafos alimentados por fibra incluyen los espectrógrafos de búsqueda de planetas HARPS o ESPRESSO.

Además, la flexibilidad de las fibras ópticas permite captar la luz desde cualquier plano focal; por ejemplo, el espectrógrafo HARPS utiliza el foco Cassegrain del telescopio ESO de 3,6 m, mientras que el espectrógrafo Prime Focus está conectado al foco principal del telescopio Subaru.