Aunque los telescopios reflectores producen otros tipos de aberraciones ópticas, este es un diseño que puede alcanzar objetivos de gran diámetro. Casi todos los grandes telescopios utilizados en la investigación astronómica son tales. Los telescopios reflectores vienen en una variedad de diseños y pueden usar elementos ópticos adicionales para mejorar la calidad de la imagen o colocar la imagen en una posición mecánicamente ventajosa.
Características de los telescopios reflectores
La idea de que los espejos curvos se comportan como lentes se remonta al menos al tratado de óptica del siglo XI de Alphazen, una obra que circuló ampliamente en las traducciones latinas en la Europa moderna temprana. Poco después de la invención del telescopio refractor por parte de Galileo, Giovanni Francesco Sagredo y otros, inspirados por su conocimiento de los principios de los espejos curvos, discutieron la idea de construir un telescopio usando un espejo encomo herramienta de imagen. Se informó que el boloñés Cesare Caravaggi construyó el primer telescopio reflector alrededor de 1626. El profesor italiano Niccolo Zucci, en un trabajo posterior, escribió que experimentó con un espejo cóncavo de bronce en 1616, pero dijo que no daba una imagen satisfactoria.
Historia de la Creación
Los beneficios potenciales del uso de espejos parabólicos, principalmente la reducción de la aberración esférica sin aberración cromática, han llevado a muchos diseños propuestos para futuros telescopios. El más notable fue James Gregory, quien publicó un diseño innovador para un telescopio "reflector" en 1663. Pasaron diez años (1673) antes de que el científico experimental Robert Hooke pudiera construir este tipo de telescopio, que se conoció como el telescopio Gregoriano.
A
Isaac Newton generalmente se le atribuye la construcción del primer telescopio reflector-refractor en 1668. Usaba un espejo primario de metal esférico y uno pequeño en diagonal en una configuración óptica, llamado telescopio newtoniano.
Más desarrollo
A pesar de las ventajas teóricas del diseño del reflector, la complejidad del diseño y el bajo rendimiento de los espejos metálicos utilizados en ese momento significaron que tardaron más de 100 años en volverse populares. Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron mejoras en la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII.espejos de vidrio revestidos de plata en el siglo XIX, revestimientos de aluminio duraderos en el siglo XX, espejos segmentados para proporcionar diámetros más grandes y óptica activa para compensar la deformación gravitatoria. Una innovación de mediados del siglo XX fueron los telescopios catadiópticos como la cámara Schmidt, que utilizan un espejo esférico y una lente (llamada placa correctora) como elementos ópticos primarios, utilizados principalmente para obtener imágenes a gran escala sin aberración esférica.
A fines del siglo XX, el desarrollo de la óptica adaptativa y la generación exitosa de imágenes para superar los problemas asociados con la observación y la reflexión de los telescopios es omnipresente en los telescopios espaciales y en muchos tipos de herramientas de generación de imágenes de las naves espaciales.
El espejo primario curvilíneo es el principal elemento óptico del telescopio y crea una imagen en el plano focal. La distancia del espejo al plano focal se llama distancia focal. Se puede colocar un sensor digital aquí para grabar una imagen, o se puede agregar un espejo adicional para cambiar las características ópticas y/o redirigir la luz a la película, el sensor digital o el ocular para la observación visual.
Descripción detallada
El espejo primario en la mayoría de los telescopios modernos consiste en un cilindro de vidrio sólido cuya superficie frontal está esmerilada en forma esférica o parabólica. Una fina capa de aluminio se evacua sobre la lente, formandoespejo reflectante de primera superficie.
Algunos telescopios usan espejos primarios que están hechos de manera diferente. El vidrio fundido gira para hacer su superficie paraboloide, se enfría y solidifica. La forma de espejo resultante se aproxima a la forma de paraboloide deseada, que requiere un esmerilado y pulido mínimos para lograr una figura precisa.
Calidad de imagen
Los telescopios reflectores, como cualquier otro sistema óptico, no crean imágenes "ideales". La necesidad de fotografiar objetos a distancias hasta el infinito, verlos en diferentes longitudes de onda de luz y requerir alguna forma de ver la imagen que produce el espejo primario significa que siempre hay algún compromiso en el diseño óptico de un telescopio reflector.
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 reflectantes tienen un espejo secundario, un soporte de película o un detector cerca de este punto focal, lo que evita parcialmente que la luz llegue al principal espejo. Esto no solo da como resultado 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 obstrucción de la difracción, 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 crean otro tipo de aberraciones. Un espejo esférico simple no puede transmitir la luz de un objeto distante a un foco común, porque el reflejo de los rayos de luz que inciden en el borde del espejo no converge con los que se reflejan en el centro del espejo, un defecto llamado aberración esférica. Para evitar este problema, los diseños de telescopios reflectores más avanzados utilizan espejos parabólicos que pueden concentrar toda la luz en un foco común.
Telescopio Gregoriano
El astrónomo y matemático escocés James Gregory describe el telescopio gregoriano en su libro Optica Promota de 1663 utilizando un espejo secundario cóncavo que refleja la imagen a través de un orificio en el espejo primario. Esto crea una imagen vertical útil para las observaciones terrestres. Hay varios grandes telescopios modernos que utilizan la configuración gregoriana.
Telescopio reflector de Newton
El aparato de Newton fue el primer telescopio reflector exitoso, construido por Isaac en 1668. Por lo general, tiene un primario paraboloide, pero en relaciones focales de f/8 o más, un primario esférico, que puede ser suficiente para una alta resolución visual. Un secundario plano refleja la luz en el plano focal del lado de la parte superior del tubo del telescopio. Este es uno de los diseños más simples y menos costosos para un tamaño de materia prima dado, y es común entre los aficionados. La trayectoria del rayo de los telescopios reflectores fue primerocalculado con precisión en la muestra newtoniana.
Aparato Cassegrain
El telescopio Cassegrain (a veces llamado el "Cassegrain clásico") se construyó por primera vez en 1672, atribuido a Laurent Cassegrain. Tiene un primario parabólico y un secundario hiperbólico que refleja la luz hacia atrás y hacia abajo a través de un orificio en el primario.
El diseño del telescopio Dall-Kirkham Cassegrain fue creado por Horace Dall en 1928, y fue nombrado en un artículo publicado en Scientific American en 1930 después de una discusión entre el astrónomo aficionado Allan Kirkham y Albert G. Ingalls, (el editor de la revista en ese momento). Utiliza un primario elíptico cóncavo y un secundario convexo. Si bien este sistema es más fácil de moler que el clásico sistema Cassegrain o Ritchey-Chrétien, no es adecuado para el coma fuera del eje. La curvatura del campo es en realidad menor que la del Cassegrain clásico. Hoy en día, este diseño se usa en muchas aplicaciones de estos maravillosos dispositivos. Pero está siendo reemplazado por contrapartes electrónicas. Sin embargo, es este tipo de aparato el que se considera el telescopio reflector más grande.
