Un telescopio reflector (también llamado reflector ) es un telescopio que utiliza uno 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 padecía una severa aberración cromática . Aunque los telescopios reflectores producen otro tipo 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 utilizan 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 metal de 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 1,8 m (6 pies) de ancho. En el siglo XIX, un nuevo método que utilizaba un bloque de vidrio recubierto con una capa muy fina de plata comenzó a hacerse 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 caracterizaban por sus inconvenientes. Principalmente los espejos de metal sólo reflejaban alrededor de 2 ⁄ 3 de la luz y el metal se empañaba . Después de múltiples pulidos y deslustres, el espejo podría perder la precisión necesaria.
Los telescopios reflectores se hicieron extraordinariamente populares para la astronomía y muchos telescopios famosos, como el Telescopio Espacial Hubble , y modelos populares de aficionados 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 .
La idea de que los espejos curvos se comportan como lentes se remonta al menos al tratado sobre óptica de Alhazen del siglo XI, obras que habían sido ampliamente difundidas en traducciones latinas en la Europa moderna temprana . [2] Poco después de la invención del telescopio refractor , Galileo , Giovanni Francesco Sagredo y otros, estimulados por su conocimiento de los principios de los espejos curvos, discutieron la idea de construir un telescopio utilizando un espejo como objetivo formador de imágenes. [3] 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 cóncavo de bronce en 1616, pero dijo que no producía una imagen satisfactoria. . [3] Las ventajas potenciales del uso de espejos parabólicos , principalmente la reducción de la aberración esférica sin aberración cromática , llevaron a muchos diseños propuestos para telescopios reflectores. [4] 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 convirtió en conocido como telescopio gregoriano . [5] [6] [7]
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, que generalmente se reconoce como el primer telescopio reflector . [8] Utilizó un espejo primario metálico esférico y un pequeño espejo diagonal en una configuración óptica que se conoce como telescopio newtoniano .
A pesar de las ventajas teóricas del diseño del reflector, la dificultad de construcción y el bajo rendimiento de los espejos metálicos de espéculo que se utilizaban en ese momento hicieron que se necesitaran más de 100 años para que se hicieran populares. Muchos de los avances en los telescopios reflectores incluyeron la perfección de la fabricación de espejos parabólicos en el siglo XVIII, [9] espejos de vidrio recubiertos de plata en el siglo XIX (construidos por Léon Foucault en 1858), [10] revestimientos de aluminio duraderos en el siglo XX. siglo, [11] espejos segmentados para permitir diámetros más grandes y óptica activa para compensar la deformación gravitacional. Una innovación de mediados del siglo XX fueron los telescopios catadióptricos como la cámara Schmidt , que utilizan tanto un espejo esférico como 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 afortunadas para superar los problemas de la visión , y los telescopios reflectores son omnipresentes en los telescopios espaciales y en muchos tipos de dispositivos de imágenes de naves espaciales .
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 una película, sensores digitales o un ocular para observación visual.
El espejo primario de la mayoría de los telescopios modernos está compuesto por un cilindro de vidrio macizo cuya superficie frontal ha sido rectificada hasta darle forma esférica o parabólica . Se deposita al vacío una fina capa de aluminio sobre el espejo, formando una primera superficie altamente reflectante .
Algunos telescopios utilizan espejos primarios fabricados de forma diferente. El vidrio fundido se gira para hacer que su superficie sea parabólica 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 mínimo de esmerilado y pulido para alcanzar la figura exacta necesaria. [12]
Los telescopios reflectores, como cualquier otro sistema óptico, no producen imágenes "perfectas". 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 el diseño óptico de un telescopio reflector.
Debido a que el espejo primario 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 ese punto focal que obstruye parcialmente la llegada de la luz al espejo primario. Esto no sólo provoca cierta 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. [13] [14]
El uso de espejos evita la aberración cromática pero producen otro tipo de aberraciones . Un simple espejo esférico 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 converge 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 (la luz viaja paralela al eje óptico del espejo ), pero hacia el borde de ese mismo campo de visión sufren aberraciones fuera del eje: [15] [16]
Hay diseños de telescopios reflectores que utilizan superficies de espejo modificadas (como el telescopio Ritchey-Chrétien ) o alguna forma de lente correctora (como los telescopios catadióptricos ) que corrigen algunas de estas aberraciones.
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Casi todos los grandes telescopios astronómicos de investigación son reflectores. Hay varias razones para esto:
El telescopio gregoriano , descrito por el astrónomo y matemático escocés James Gregory en su libro Optica Promota de 1663 , 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 telescopios modernos grandes 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 .
El telescopio newtoniano fue el primer telescopio reflector exitoso, completado por Isaac Newton en 1668. Generalmente tiene un espejo primario paraboloide, pero con relaciones focales de aproximadamente f/10 o más, un espejo primario esférico puede ser suficiente para una alta resolución visual. Un espejo secundario plano refleja la luz hacia un plano focal al lado de la parte superior del tubo del telescopio. Es uno de los diseños más simples y menos costosos para un tamaño determinado de primario, y es popular entre los fabricantes de telescopios aficionados como proyecto de construcción casera.
El telescopio Cassegrain (a veces llamado "Cassegrain clásico") 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 agujero 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.
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 muy adecuado para observaciones fotográficas y de campo amplio. [18] Casi todos los telescopios reflectores profesionales del mundo son del diseño de Ritchey-Chrétien.
La inclusión de un tercer espejo curvo permite corregir la distorsión restante, el astigmatismo, del diseño de Ritchey-Chrétien. Esto permite campos de visión mucho más amplios.
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 tras una 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 espejo secundario esférico convexo . Si bien este sistema es más fácil de rectificar que un sistema clásico Cassegrain o Ritchey-Chrétien, no corrige el coma fuera del eje. La curvatura del 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.
Existen varios diseños que intentan evitar la obstrucción de la luz entrante eliminando el secundario o moviendo cualquier elemento secundario fuera del eje óptico del espejo primario , comúnmente llamados sistemas ópticos fuera de eje .
El reflector Herscheliano lleva el nombre de William Herschel , quien utilizó este diseño para construir telescopios muy grandes, incluido el telescopio de 40 pies en 1789. En el reflector Herscheliano, el espejo primario está inclinado para que la cabeza del observador no bloquee 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 metálicos de espéculo de esa época se empañaban rápidamente y solo podían alcanzar una reflectividad del 60%. [19]
Una variante del Cassegrain, el telescopio Schiefspiegler ("sesgado" u "reflector oblicuo") utiliza espejos inclinados para evitar que el espejo secundario proyecte una sombra sobre el primario. Sin embargo, si bien se eliminan los patrones de difracción, esto conduce a un aumento del coma y del astigmatismo. Estos defectos se vuelven manejables con relaciones focales grandes: la mayoría de los Schiefspieglers usan f/15 o más, lo que tiende a restringir las observaciones útiles a objetos que caben en un campo de visión moderado. Un telescopio de 6" (150 mm) f/15 ofrece un campo de visión máximo de 0,75 grados utilizando oculares de 1,25". Son comunes varias variaciones, con distintos números 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 plano-convexa entre el espejo secundario y el plano focal, cuando es necesario (este es el caso del Schiefspiegler catadióptrico ). Una variación de un multi-schiefspiegler utiliza un primario cóncavo, un secundario convexo y un terciario parabólico. Uno de los aspectos interesantes de algunos Schiefspiegler es que uno de los espejos puede estar involucrado dos veces en el camino de la luz: cada camino de luz se refleja a lo largo de un camino meridional diferente.
Los telescopios Stevick-Paul [20] son versiones fuera del eje de los sistemas Paul de 3 espejos [21] con un espejo diagonal plano añadido. Se coloca un espejo secundario convexo justo al lado de la luz que ingresa al telescopio y se coloca afocalmente para enviar luz paralela al terciario. El espejo terciario cóncavo está colocado exactamente dos veces más lejos del lado del haz entrante que el secundario convexo, y su propio radio de curvatura está alejado del secundario. Debido a que 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 mediante la inclusión de una diagonal plana. La configuración Stevick-Paul da como resultado que todas las aberraciones ópticas sumen cero hasta el tercer orden, excepto la superficie de Petzval que está suavemente curvada.
El Yolo fue desarrollado por Arthur S. Leonard a mediados de los años 1960. [22] Al igual que el Schiefspiegler, es un telescopio reflector inclinado y sin obstáculos. El Yolo original consta de un espejo cóncavo primario y secundario, con la misma curvatura y la misma inclinación con respecto al eje principal. La mayoría de los Yolos utilizan 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 deformado o, alternativamente, puliendo una figura toroidal en el secundario. Al igual que los Schiefspiegler, 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 relaciones focales grandes, tanto el espejo primario como el secundario pueden dejarse esféricos y se agrega una lente correctora para gafas entre el espejo secundario y el plano focal ( Yolo catadióptrico ). La adición de un espejo terciario convexo de enfoque largo conduce a la configuración Solano de Leonard . El telescopio Solano no contiene superficies tóricas.
Un diseño de telescopio utiliza un espejo giratorio que consiste en un metal líquido en una bandeja que gira a velocidad constante. A medida que la bandeja gira, el líquido forma una superficie parabólica de tamaño esencialmente ilimitado. Esto permite fabricar espejos telescópicos muy grandes (más de 6 metros), pero su uso está limitado a telescopios cenital .
En un diseño de enfoque principal no se utiliza óptica secundaria, se accede a la imagen en el punto focal del espejo primario . En el punto focal hay algún tipo de estructura para sostener una placa de película o un detector electrónico. En el pasado, en los telescopios muy grandes, un observador se sentaba dentro del telescopio en una "jaula de observación" para ver directamente la imagen o operar una cámara. [23] Hoy en día, las cámaras CCD permiten el funcionamiento remoto 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. [24]
Los radiotelescopios suelen tener un diseño de foco principal. El espejo es sustituido por una superficie metálica que refleja las ondas de radio y el observador es una antena .
Para los telescopios construidos según el diseño Cassegrain u otros diseños relacionados, la imagen se forma detrás del espejo primario, en el punto focal del espejo secundario . Un observador mira a través de la parte trasera del telescopio, o hay una cámara u otro instrumento montado en la parte trasera. El enfoque Cassegrain se utiliza 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 Cassegrain debe moverse con el telescopio mientras éste gira; esto impone requisitos adicionales sobre la resistencia de la estructura de soporte del instrumento y potencialmente limita el movimiento del telescopio para evitar colisiones con obstáculos como paredes o equipos dentro del observatorio.
El diseño de Nasmyth es similar al Cassegrain excepto que la luz no se dirige a través de un orificio en el espejo primario; en cambio, un tercer espejo refleja la luz hacia el costado del telescopio para permitir el montaje de instrumentos pesados. Este es un diseño muy común en los grandes telescopios de investigación. [25]
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 cuando se reorienta el telescopio da un enfoque coudé (de la palabra francesa para codo). [26] El foco coudé ofrece un campo de visión más estrecho que un foco Nasmyth [26] 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 primario del telescopio) y distancias focales muy largas. Dichos instrumentos no podían soportar ser movidos, y agregar espejos al camino de la luz para formar un tren coudé , desviando la luz a una posición fija hacia un instrumento alojado en o debajo del piso de observación (y generalmente construido como una 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 cobé. El desarrollo de los espectrómetros Echelle permitió la espectroscopía de alta resolución con un instrumento mucho más compacto, que a veces puede montarse con éxito en el foco Cassegrain. Desde que en la década de 1980 se desarrollaron monturas para telescopios alt-az controladas por computadora, económicas y adecuadamente estables, el diseño de Nasmyth generalmente ha suplantado el enfoque coudé para los telescopios grandes.
Para instrumentos que requieren una estabilidad muy alta, o que son muy grandes y engorrosos, es deseable montar el instrumento sobre una estructura rígida, en lugar de moverlo con el telescopio. Mientras que la transmisión de todo el campo de visión requeriría un enfoque coudé estándar, la espectroscopia normalmente implica la medición de sólo unos pocos objetos discretos, como estrellas o galaxias. Por tanto, es posible recoger la luz de estos objetos con fibras ópticas en el telescopio, colocando el instrumento a una distancia arbitraria del telescopio. Ejemplos de espectrógrafos alimentados por fibra incluyen los espectrógrafos cazadores de planetas HARPS [27] o ESPRESSO . [28]
Además, la flexibilidad de las fibras ópticas permite recoger la luz desde cualquier plano focal; por ejemplo, el espectrógrafo HARPS utiliza el foco Cassegrain del Telescopio de 3,6 m de ESO , [27] mientras que el espectrógrafo de foco principal está conectado al foco principal del telescopio Subaru . [29]
