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 telescopio Schmidt de la ESO; estos proporcionaron la principal fuente de imágenes fotográficas de todo el cielo desde 1950 hasta 2000, cuando los detectores electrónicos tomaron el relevo. 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 curvatura del espejo primario. La película u otro detector se coloca dentro de la cámara, en el foco principal. El diseño se destaca por permitir relaciones focales muy rápidas , al tiempo que controla el coma y el astigmatismo . [2]
Las cámaras Schmidt tienen planos focales muy curvados , por lo que requieren que la película, placa u otro detector estén curvados correspondientemente. 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 el detector. Dado que la placa correctora está en el centro de curvatura del espejo primario en este diseño, la longitud del tubo puede ser muy larga para un telescopio de campo amplio. [3] También existen los inconvenientes de tener la obstrucción del soporte de la película o el detector montado en el foco a la mitad 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 telescopios Schmidt o Schmidt–Cassegrain . Fue inventada por Bernhard Schmidt en 1931, [6] aunque es posible que haya sido inventada independientemente 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 fotográfico catadióptrico de campo amplio , la cámara Schmidt. Ahora se utiliza en varios otros diseños de telescopios, lentes de cámara 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 que es igual pero opuesta a la de los espejos primarios esféricos frente a los cuales están colocadas. Se colocan 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 medio 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 lleva al mismo foco común " F ". El corrector Schmidt solo corrige la aberración esférica. No cambia la longitud focal del sistema.
Las placas correctoras Schmidt se pueden fabricar de muchas maneras. El método más básico, llamado "método clásico", [8] implica modelar directamente el corrector mediante el pulido y esmerilado de la forma asférica hasta obtener una pieza de vidrio plana utilizando herramientas de forma y tamaño especiales. Este método requiere un alto grado de habilidad y capacitación 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 placa de metal rígida y pesada. La superficie superior de la placa alrededor del borde del disco de vidrio se pulió en un ángulo o bisel preciso en función del coeficiente de elasticidad del tipo particular de vidrio que se estaba utilizando. La placa de vidrio se selló al borde pulido de la placa. Luego se utilizó una bomba de vacío para extraer el aire entre la placa y el vidrio a través de un pequeño orificio en el centro de la placa hasta que se alcanzó una presión negativa particular. Esto hizo que la placa de vidrio se deformara ligeramente. Luego se pulió y esférico la superficie superior expuesta del vidrio. [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 de Schmidt. El método de figuración al vacío de Schmidt rara vez se utiliza hoy en día. 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 por Tom Johnson y John O'rourke para Celestron , [8] [12] utiliza un recipiente de vacío con la forma correcta de la curva preformada en la parte inferior del recipiente, llamado "bloque maestro". Luego, la superficie superior expuesta se pule hasta quedar plana, creando un corrector con la forma correcta una vez que se libera el vacío. [8] Esto elimina la necesidad de tener que mantener una forma aplicando un vacío exacto y permite la producción en masa de placas correctoras con la misma forma exacta. [9]
Las dificultades técnicas asociadas con la producción de 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 de sondeo para programas de investigación en los que se debe cubrir una gran cantidad de cielo, como sondeos astronómicos , búsquedas de cometas y asteroides y patrullas de novas .
Además, las cámaras Schmidt y diseños derivados se utilizan con frecuencia 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 alrededor de ocho telescopios Schmidt más grandes (de 1 metro o más) en todo el mundo. [14]
Una cámara Schmidt particularmente famosa y productiva es el telescopio Oschin Schmidt del Observatorio Palomar , terminado en 1948. Este instrumento se utilizó en el National Geographic Society – Palomar Observatory Sky Survey (POSS, 1958), el estudio POSS-II, los estudios Palomar-Leiden (asteroides) 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 estudio del cielo de Palomar, 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 el Observatorio Lowell de Búsqueda de Objetos Cercanos a la Tierra (LONEOS) también es una cámara Schmidt. El telescopio Schmidt del Observatorio Karl Schwarzschild es la cámara Schmidt más grande del mundo.
El telescopio Schmidt fue el núcleo del satélite Hipparcos (1989-1993) de la Agencia Espacial Europea . Este se utilizó en el estudio Hipparcos, 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. [16]
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 los años 70, Celestron comercializó una cámara Schmidt de 8 pulgadas. La cámara se enfocaba en la fábrica y estaba hecha de materiales con coeficientes de expansión bajos, 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 película solo podía contener un fotograma de película. Se fabricaron alrededor de 300 cámaras Celestron Schmidt.
El sistema Schmidt era popular, utilizado a la inversa, para sistemas de proyección de televisión , en particular el diseño Advent de Henry Kloss . [18] Se usaban proyectores Schmidt grandes en teatros, pero se fabricaron sistemas tan pequeños como de 8 pulgadas para uso doméstico y otros lugares pequeños.
En la década de 1930, Schmidt observó 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 de "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 sus notas de clase en 1924 con una nota al pie: "problema del plano focal esférico". Una vez que Väisälä vio la publicación de Schmidt, se apresuró a resolver el problema del aplanamiento del campo en el diseño de Schmidt colocando una lente doblemente convexa ligeramente por delante del soporte de la película. El 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 espejo primario. La placa fotográfica se instalaba entonces cerca del espejo primario, mirando hacia el cielo. Esta variante se denomina cámara Baker-Schmidt.
El diseño Baker-Nunn, de Baker y Joseph Nunn , reemplaza la placa correctora de la cámara Baker-Schmidt con una pequeña lente correctora triplete más cercana al foco de la cámara. Utilizaba una película de 55 mm de ancho derivada del proceso cinematográfico Cinemascope 55. [20] [21] Una docena de cámaras Baker-Nunn f/0,75 con aperturas de 20 pulgadas, cada una con un peso de 3,5 toneladas, incluida una montura de múltiples ejes que le permitía seguir satélites en el cielo, fueron utilizadas por el Observatorio Astrofísico Smithsoniano para rastrear satélites artificiales desde junio de 1958 [22] hasta mediados de la década de 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 de la Schmidt convencional. Esta forma fue inventada por Paul en 1935. [24] Un artículo posterior de Baker [25] introdujo el diseño Paul-Baker, una configuración similar pero con un plano focal plano. [26]
La adición de un espejo secundario plano a 45° del eje óptico del diseño de 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