Una cámara Schmidt , también conocida como telescopio Schmidt , es un telescopio astrofotográfico catadióptrico diseñado para proporcionar amplios campos de visión con aberraciones limitadas . El diseño fue inventado por Bernhard Schmidt en 1930.
Algunos ejemplos notables son el telescopio Samuel Oschin (anteriormente Palomar Schmidt), el telescopio Schmidt del Reino Unido y el Schmidt de ESO; estos proporcionaron la principal fuente de imágenes fotográficas de todo el cielo desde 1950 hasta 2000, cuando los detectores electrónicos tomaron el control. Un ejemplo reciente es el buscador de exoplanetas del telescopio espacial Kepler .
Otros diseños relacionados son la cámara Wright y el telescopio Lurie-Houghton .
La cámara Schmidt fue inventada por el óptico estonio-alemán Bernhard Schmidt en 1930. [1] Sus componentes ópticos son un espejo primario esférico fácil de fabricar y una lente correctora asférica , conocida como placa correctora Schmidt, ubicada en el centro de la cámara. Curvatura del espejo primario. La película u otro detector se coloca dentro de la cámara, en el foco principal. El diseño se caracteriza por permitir relaciones focales muy rápidas , controlando al mismo tiempo el coma y el astigmatismo . [2]
Las cámaras Schmidt tienen planos focales muy curvados , por lo que es necesario que la película, la placa u otro detector tenga la correspondiente curvatura. En algunos casos, el detector se hace curvo; en otros, los medios planos se adaptan mecánicamente a la forma del plano focal mediante el uso de clips o pernos de retención, o mediante la aplicación de vacío . A veces se utiliza un aplanador de campo , en su forma más simple, una lente planoconvexa delante de la placa de película o detector. Dado que en este diseño la placa correctora está en el centro de curvatura del espejo primario, la longitud del tubo puede ser muy larga para un telescopio de campo amplio. [3] También existen los inconvenientes de tener la obstrucción del portapelícula o detector montado en el foco a mitad de camino del conjunto del tubo, se bloquea una pequeña cantidad de luz y hay una pérdida de contraste en la imagen debido a los efectos de difracción de la obstrucción y su estructura de soporte. [4]
Una placa correctora Schmidt es una lente asférica que corrige la aberración esférica introducida por el espejo primario esférico de los diseños de telescopio Schmidt o Schmidt-Cassegrain . Fue inventada por Bernhard Schmidt en 1931, [6] aunque puede haber sido inventada de forma independiente por el astrónomo finlandés Yrjö Väisälä en 1924 (a veces llamada cámara Schmidt-Väisälä como resultado). [7] Schmidt la introdujo originalmente como parte de un telescopio catadióptrico fotográfico de campo amplio , la cámara Schmidt. Ahora se utiliza en varios otros diseños de telescopios, lentes de cámaras y sistemas de proyección de imágenes que utilizan un espejo primario esférico.
Las placas correctoras Schmidt funcionan porque son lentes asféricas con una aberración esférica igual pero opuesta a los espejos primarios esféricos frente a los cuales se colocan. Están colocados en el centro de curvatura " C " de los espejos para una cámara Schmidt pura y justo detrás del foco principal para una Schmidt-Cassegrain . El corrector Schmidt es más grueso en el centro y en el borde. Esto corrige las trayectorias de la luz de modo que la luz reflejada desde la parte exterior del espejo y la luz reflejada desde la parte interior del espejo se lleven al mismo foco común " F ". El corrector Schmidt sólo corrige la aberración esférica. No cambia la distancia focal del sistema.
Las placas correctoras Schmidt se pueden fabricar de muchas formas. El método más básico, llamado "enfoque clásico", [8] implica modelar directamente el corrector esmerilando y puliendo la forma asférica hasta obtener una pieza plana de vidrio utilizando herramientas de forma y tamaño especiales. Este método requiere un alto grado de habilidad y formación por parte del ingeniero óptico que crea el corrector. [8] [9]
El propio Schmidt elaboró un segundo esquema, más elegante, para producir la compleja figura necesaria para la placa correctora. [10] Se colocó un disco de vidrio delgado con una superficie plana, precisa y perfectamente pulida en ambos lados sobre una bandeja de metal rígida y pesada. La superficie superior de la bandeja alrededor del borde del disco de vidrio se esmeriló en un ángulo o bisel preciso según el coeficiente de elasticidad del tipo particular de vidrio que se estaba utilizando. La placa de vidrio se selló al borde esmerilado de la cubeta. Luego se utilizó una bomba de vacío para expulsar el aire entre la cubeta y el vidrio a través de un pequeño orificio en el centro de la cubeta hasta alcanzar una presión negativa particular. Esto provocó que la placa de vidrio se deformara ligeramente. A continuación se esmeriló y pulió la superficie superior expuesta del vidrio hasta obtener una forma esférica. [8] Cuando se liberó el vacío, la superficie inferior de la placa volvió a su forma plana original, mientras que la superficie superior tenía la figura asférica necesaria para una placa correctora Schmidt. El método de cálculo en vacío de Schmidt rara vez se utiliza en la actualidad. Mantener la forma mediante un vacío constante es difícil y los errores en el sello de la junta tórica e incluso la contaminación detrás de la placa podrían inducir errores ópticos. [8] La placa de vidrio también podría romperse si se dobla lo suficiente como para generar una curva para telescopios con una relación focal f/2,5 o más rápida. [11] Además, para relaciones focales rápidas, la curva obtenida no es lo suficientemente exacta y requiere una corrección manual adicional.
Un tercer método, inventado en 1970 para Celestron por Tom Johnson y John O'rourke, [8] [12] utiliza una cubeta de vacío con la forma correcta de la curva preformada en el fondo de la cubeta, llamada "bloque maestro". ". Luego, la superficie superior expuesta se pule para crear un corrector con la forma correcta una vez que se libera el vacío. [8] Esto elimina la necesidad de mantener una forma aplicando un vacío exacto y permite la producción en masa de placas correctoras de la misma forma exacta. [9]
Las dificultades técnicas asociadas con la producción de las placas correctoras Schmidt llevaron a algunos diseñadores, como Dmitri Dmitrievich Maksutov y Albert Bouwers , a idear diseños alternativos utilizando lentes correctoras de menisco más convencionales . [13]
Debido a su amplio campo de visión, la cámara Schmidt se utiliza normalmente como instrumento topográfico para programas de investigación en los que se debe cubrir una gran cantidad de cielo. Estos incluyen estudios astronómicos , búsquedas de cometas y asteroides y patrullas de novas .
Además, las cámaras Schmidt y sus diseños derivados se utilizan frecuentemente para el seguimiento de satélites terrestres artificiales .
Los primeros telescopios Schmidt relativamente grandes se construyeron en el Observatorio de Hamburgo y el Observatorio Palomar poco antes de la Segunda Guerra Mundial . Entre 1945 y 1980, se construyeron en todo el mundo unos ocho telescopios Schmidt más grandes (de 1 metro o más). [14]
Una cámara Schmidt particularmente famosa y productiva es el Telescopio Oschin Schmidt en el Observatorio Palomar , terminado en 1948. Este instrumento se utilizó en la National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey (POSS, 1958), el estudio POSS-II, el Palomar-Leiden (asteroide) Encuestas y otros proyectos.
El Observatorio Europeo Austral con un telescopio Schmidt de 1 metro en La Silla y el Consejo de Investigación Científica del Reino Unido con un telescopio Schmidt de 1,2 metros en el Observatorio Siding Spring participaron en un estudio colaborativo del cielo para complementar el primer Palomar Sky Survey, pero centrándose en el hemisferio sur. . Las mejoras técnicas desarrolladas durante este estudio alentaron el desarrollo del Segundo Estudio del Cielo del Observatorio Palomar (POSS II). [15]
El telescopio utilizado en la Búsqueda de Objetos Cercanos a la Tierra del Observatorio Lowell (LONEOS) es también una cámara Schmidt. El telescopio Schmidt del Observatorio Karl Schwarzschild es la cámara Schmidt más grande del mundo.
En el corazón del satélite Hipparcos (1989-1993) de la Agencia Espacial Europea se encontraba un telescopio Schmidt . Esto se utilizó en el Hipparcos Survey, que cartografió las distancias de más de un millón de estrellas con una precisión sin precedentes: incluía el 99% de todas las estrellas hasta la magnitud 11. El espejo esférico utilizado en este telescopio era extremadamente preciso; Si se ampliara al tamaño del Océano Atlántico , las protuberancias en su superficie tendrían unos 10 cm de altura. [dieciséis]
El fotómetro Kepler , montado en el telescopio espacial Kepler de la NASA (2009-2018), es la cámara Schmidt más grande lanzada al espacio.
En 1977, en el Observatorio Yerkes , se utilizó un pequeño telescopio Schmidt para derivar una posición óptica precisa de la nebulosa planetaria NGC 7027 para permitir la comparación entre fotografías y mapas de radio del objeto. [17]
A principios de la década de 1970, Celestron comercializó una cámara Schmidt de 8 pulgadas. La cámara fue enfocada en fábrica y estaba hecha de materiales con bajos coeficientes de expansión, por lo que nunca sería necesario enfocarla en el campo. Los primeros modelos requerían que el fotógrafo cortara y revelara fotogramas individuales de película de 35 mm, ya que el soporte de la película sólo podía contener un fotograma de película. Se fabricaron unas 300 cámaras Celestron Schmidt.
El sistema Schmidt era popular, utilizado a la inversa, para los sistemas de proyección de televisión , en particular el diseño Advent de Henry Kloss . [18] En los cines se utilizaban proyectores Schmidt de gran tamaño, pero se fabricaban sistemas tan pequeños como de 8 pulgadas para uso doméstico y otros lugares pequeños.
En la década de 1930, Schmidt notó que la placa correctora podía reemplazarse con una simple apertura en el centro de curvatura del espejo para una cámara lenta (con una relación f numéricamente alta). Este diseño se utilizó para construir un modelo funcional a escala 1/8 del Palomar Schmidt, con un campo de 5°. [19] A esta configuración se le ha dado el retrónimo "Schmidt sin lentes".
Yrjö Väisälä diseñó originalmente una "cámara astronómica" similar a la "cámara Schmidt" de Bernhard Schmidt, pero el diseño no se publicó. Väisälä lo mencionó en notas de conferencias en 1924 con una nota a pie de página: "plano focal esférico problemático". Una vez que Väisälä vio la publicación de Schmidt, rápidamente siguió adelante y resolvió el problema del aplanamiento del campo en el diseño de Schmidt colocando una lente doblemente convexa ligeramente delante del soporte de la película. Este sistema resultante se conoce como: cámara Schmidt-Väisälä o, a veces, como cámara Väisälä .
En 1940, James Baker de la Universidad de Harvard modificó el diseño de la cámara Schmidt para incluir un espejo secundario convexo, que reflejaba la luz hacia el primario. Luego se instaló la placa fotográfica cerca de la primaria, de cara al cielo. Esta variante se llama cámara Baker-Schmidt.
El diseño de Baker-Nunn, de Baker y Joseph Nunn , reemplaza la placa correctora de la cámara Baker-Schmidt con una pequeña lente correctora triple más cercana al enfoque de la cámara. Utilizó una película de 55 mm de ancho derivada del proceso cinematográfico Cinemascope 55. [20] [21] El Observatorio Astrofísico Smithsonian utilizó una docena de cámaras Baker-Nunn f/0,75 con aperturas de 20 pulgadas (cada una de las cuales pesa 3,5 toneladas, incluida una montura de ejes múltiples que le permite seguir satélites en el cielo) para rastrear satélites artificiales. desde junio de 1958 [22] hasta mediados de los años 1970. [23]
La cámara Mersenne-Schmidt consta de un espejo primario parabólico cóncavo, un espejo secundario esférico convexo y un espejo terciario esférico cóncavo. Los dos primeros espejos (configuración Mersenne) realizan la misma función que la placa correctora del Schmidt convencional. Esta forma fue inventada por Paul en 1935. [24] Un artículo posterior de Baker [25] introdujo el diseño de Paul-Baker, una configuración similar pero con un plano focal plano. [26]
La adición de un espejo secundario plano a 45° con respecto al eje óptico del diseño Schmidt crea un telescopio Schmidt-Newtoniano .
La adición de un espejo secundario convexo al diseño de Schmidt que dirige la luz a través de un orificio en el espejo primario crea un telescopio Schmidt-Cassegrain .
Los dos últimos diseños son populares entre los fabricantes de telescopios porque son compactos y utilizan ópticas esféricas simples.
Una breve lista de cámaras Schmidt notables y/o de gran apertura.
{{cite magazine}}: Mantenimiento CS1: fecha y año ( enlace )- incluye seguimiento satelital Baker-Nunn