Telescopio Ritchey-Chrétien

Telescopio reflector original de 24 pulgadas (0,6 m) de George Willis Ritchey con espejo parabólico y dos focos: Newtoniano y Cassegrain. Forma parte de la colección del Smithsonian y ha estado en préstamo al Chabot Space and Science Center desde 2004.

Un telescopio Ritchey–Chrétien ( RCT o simplemente RC ) es una variante especializada del telescopio Cassegrain que tiene un espejo primario hiperbólico y un espejo secundario hiperbólico diseñado para eliminar errores ópticos fuera del eje ( coma ). El RCT tiene un campo de visión más amplio libre de errores ópticos en comparación con una configuración de telescopio reflector más tradicional . Desde mediados del siglo XX, la mayoría de los grandes telescopios de investigación profesional han sido configuraciones Ritchey–Chrétien; algunos ejemplos bien conocidos son el telescopio espacial Hubble , los telescopios Keck y el Very Large Telescope de ESO .

Historia

El telescopio Ritchey-Chrétien fue inventado a principios de la década de 1910 por el astrónomo estadounidense George Willis Ritchey y el astrónomo francés Henri Chrétien . Ritchey construyó el primer telescopio RCT exitoso, que tenía un diámetro de apertura de 60 cm (24 pulgadas) en 1927 (por ejemplo, el reflector Ritchey de 24 pulgadas). El segundo telescopio RCT fue un instrumento de 102 cm (40 pulgadas) construido por Ritchey para el Observatorio Naval de los Estados Unidos ; ese telescopio todavía está en funcionamiento en la Estación Flagstaff del Observatorio Naval .

Diseño

Al igual que los demás reflectores de configuración Cassegrain, el telescopio Ritchey–Chrétien (RCT) tiene un conjunto de tubos ópticos muy corto y un diseño compacto para una distancia focal determinada . El RCT ofrece un buen rendimiento óptico fuera del eje, pero sus espejos requieren técnicas sofisticadas para su fabricación y prueba. Por ello, la configuración Ritchey–Chrétien es la más común en telescopios profesionales de alto rendimiento.

Fundación de dos espejos

Un telescopio con un solo espejo curvo, como un telescopio newtoniano , siempre tendrá aberraciones. Si el espejo es esférico, sufrirá principalmente de aberración esférica . Si el espejo se hace parabólico, para corregir la aberración esférica, entonces todavía sufre de coma y astigmatismo , ya que no hay parámetros de diseño adicionales que se puedan variar para eliminarlos. Con dos espejos no esféricos, como el telescopio Ritchey-Chrétien, el coma también se puede eliminar, haciendo que la contribución de los dos espejos al coma total se cancele. Esto permite un campo de visión útil más grande. Sin embargo, tales diseños aún sufren de astigmatismo.

El diseño básico de dos superficies de Ritchey-Chrétien está libre de coma de tercer orden y aberración esférica . ^[1] Sin embargo, el diseño de dos superficies sufre de coma de quinto orden, astigmatismo grave de ángulo grande y curvatura de campo comparativamente severa . ^[2]

Correcciones adicionales de un tercer elemento

Cuando se enfoca a medio camino entre los planos de enfoque sagital y tangencial, las estrellas aparecen como círculos, lo que hace que el telescopio Ritchey-Chrétien sea muy adecuado para observaciones fotográficas y de campo amplio. Las aberraciones restantes del diseño básico de dos elementos se pueden mejorar con la adición de elementos ópticos más pequeños cerca del plano focal. ^[3]^[4]

El astigmatismo se puede eliminar mediante la inclusión de un tercer elemento óptico curvo. Cuando este elemento es un espejo, el resultado es un anastigmat de tres espejos . Alternativamente, un RCT puede utilizar una o varias lentes de baja potencia delante del plano focal como corrector de campo para corregir el astigmatismo y aplanar la superficie focal, como por ejemplo el telescopio SDSS y el telescopio VISTA ; esto puede permitir un campo de visión de hasta aproximadamente 3° de diámetro.

La cámara Schmidt puede ofrecer campos incluso más amplios, de hasta unos 7°. Sin embargo, la Schmidt requiere una placa correctora de apertura completa, lo que la restringe a aperturas inferiores a 1,2 metros, mientras que una Ritchey–Chrétien puede ser mucho mayor. Otros diseños de telescopios con elementos de corrección frontal no están limitados por los problemas prácticos de fabricar una placa correctora Schmidt de curvatura múltiple, como el diseño de Lurie–Houghton .

Obstrucción de la apertura

En un diseño Ritchey-Chrétien, como en la mayoría de los sistemas Cassegrain, el espejo secundario bloquea una porción central de la apertura. Esta apertura de entrada en forma de anillo reduce significativamente una porción de la función de transferencia de modulación (MTF) en un rango de frecuencias espaciales bajas, en comparación con un diseño de apertura completa, como un refractor. ^[5] Esta muesca de MTF tiene el efecto de reducir el contraste de la imagen cuando se capturan imágenes de características amplias. Además, el soporte para el secundario (la araña) puede introducir picos de difracción en las imágenes.

Espejos

Los radios de curvatura de los espejos primario y secundario, respectivamente, en una configuración Cassegrain de dos espejos son:

R_{1}=-{\frac {2DF}{FB}}=-{\frac {2F}{M}}

R_{2}=-{\frac {2DB}{FBD}}=-{\frac {2B}{M-1}}

dónde

${\estilo de visualización F}$ es la distancia focal efectiva del sistema,
${\estilo de visualización B}$ es la distancia focal posterior (la distancia desde el secundario hasta el foco),
${\estilo de visualización D}$ es la distancia entre los dos espejos y
$M=(FB)/D$ es el aumento secundario. ^[6]

Si, en lugar de y , las cantidades conocidas son la distancia focal del espejo primario, , y la distancia al foco detrás del espejo primario, , entonces y . ${\estilo de visualización B}$ ${\estilo de visualización D}$ $estilo de visualización f_{1}}$ ${\estilo de visualización b}$ $D=f_{1}(Fb)/(F+f_{1})$ $Estilo de visualización B=D+b$

Para un sistema Ritchey-Chrétien, las constantes cónicas y de los dos espejos se eligen de modo de eliminar la aberración esférica de tercer orden y la coma; la solución es: $Estilo de visualización K_{1}$ $Estilo de visualización K2$

K_{1}=-1-{\frac {2}{M^{3}}}\cdot {\frac {B}{D}}

K_{2}=-1-{\frac {2}{(M-1)^{3}}}\left[M(2M-1)+{\frac {B}{D}}\right]

Tenga en cuenta que y son menores que (ya que ), por lo que ambos espejos son hiperbólicos. (Sin embargo, el espejo primario suele ser bastante cercano a ser parabólico). $Estilo de visualización K_{1}$ $Estilo de visualización K2$ ${\estilo de visualización -1}$ ${\estilo de visualización M>1}$

Las curvaturas hiperbólicas son difíciles de probar, especialmente con equipos que normalmente están disponibles para los fabricantes de telescopios aficionados o los fabricantes a escala de laboratorio; por lo tanto, los diseños de telescopios más antiguos predominan en estas aplicaciones. Sin embargo, los fabricantes de óptica profesionales y los grandes grupos de investigación prueban sus espejos con interferómetros . Un Ritchey-Chrétien requiere entonces un equipo adicional mínimo, normalmente un pequeño dispositivo óptico llamado corrector nulo que hace que el primario hiperbólico parezca esférico para la prueba interferométrica. En el telescopio espacial Hubble , este dispositivo se construyó incorrectamente (un reflejo de una superficie no deseada que conduce a una medición incorrecta de la posición de la lente) lo que conduce al error en el espejo primario del Hubble. ^[7]

Los correctores nulos incorrectos también han provocado otros errores en la fabricación de espejos, como en el New Technology Telescope .

Espejos planos adicionales

En la práctica, cada uno de estos diseños también puede incluir cualquier cantidad de espejos plegables planos , que se utilizan para doblar la trayectoria óptica en configuraciones más convenientes. Este artículo solo analiza los espejos necesarios para formar una imagen, no aquellos para colocarla en una ubicación conveniente.

Ejemplos de grandes telescopios Ritchey-Chrétien

Ritchey pretendía que el telescopio Mount Wilson Hooker de 100 pulgadas (1917) y el telescopio Hale de 200 pulgadas (5 m) fueran RCT. Sus diseños habrían proporcionado imágenes más nítidas en un campo de visión utilizable más grande en comparación con los diseños parabólicos realmente utilizados. Sin embargo, Ritchey y Hale tuvieron un desacuerdo. Como el proyecto de 100 pulgadas ya estaba retrasado y excedía el presupuesto, Hale se negó a adoptar el nuevo diseño, con sus curvaturas difíciles de probar, y Ritchey abandonó el proyecto. Ambos proyectos se construyeron entonces con óptica tradicional. Desde entonces, los avances en la medición óptica ^[8] y la fabricación ^[9] han permitido que el diseño RCT tomara el relevo: el telescopio Hale, inaugurado en 1948, resultó ser el último telescopio líder en el mundo en tener un espejo primario parabólico. ^[10]

Un telescopio de celosía RC Optical Systems de 41 cm , parte del conjunto de telescopios PROMPT .

El Gran Telescopio Canarias de 10,4 m en el Observatorio Roque de los Muchachos en La Palma , Islas Canarias , ( España ).
Los dos telescopios de 10,0 m del Observatorio Keck en el Observatorio de Mauna Kea ( Estados Unidos ).
Los cuatro telescopios de 8,2 m que componen el Very Large Telescope , ( Chile ).
El telescopio Subaru de 8,2 m en el Observatorio de Mauna Kea ( Estados Unidos ).
Los dos telescopios de 8,0 m que componen el Observatorio Gemini en el Observatorio de Mauna Kea ( Estados Unidos ) y Chile .
El Telescopio de 4,1 m para sondeos astronómicos en el rango visible e infrarrojo , en el Observatorio Paranal ( Chile ).
El Telescopio de Investigación Astrofísica Austral de 4,1 m, en Cerro Pachón ( Chile ).
El telescopio Mayall de 4,0 m en el Observatorio Nacional de Kitt Peak ( Estados Unidos ).
El telescopio Blanco de 4,0 m en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo , ( Chile ).
El telescopio de 3,94 m del Observatorio de Anatolia Oriental (DAG) en Erzurum , Turquía .
El Telescopio Anglo-Australiano de 3,9 m en el Observatorio de Siding Spring ( Australia ).
El telescopio óptico Devasthal de 3,6 m del Instituto de Investigación de Ciencias Observacionales Aryabhatta , Nainital ( India ).
El Telescopio Nazionale Galileo de 3,58 m en el Observatorio Roque de los Muchachos en La Palma , Islas Canarias , ( España ).
El Telescopio de Nueva Tecnología de 3,58 m del Observatorio Europeo Austral ( Chile ).
El telescopio ARC de 3,5 m en el Observatorio Apache Point , Nuevo México , ( Estados Unidos ).
El telescopio de 3,5 m del Observatorio de Calar Alto , en el monte Calar Alto ( España ).
El Observatorio WIYN de 3,50 m en el Observatorio Nacional de Kitt Peak ( Estados Unidos ).
El telescopio INO340 de 3,4 m en el Observatorio Nacional de Irán ( Irán ).
El VLT Survey Telescope de 2,65 m, en el Observatorio Paranal de ESO ( Chile ).
Los 2,56 m efectivosy11 Telescopio Óptico Nórdico en La Palma , Islas Canarias , ( España ).
El telescopio Sloan Digital Sky Survey de 2,50 m (diseño modificado) en el Observatorio Apache Point , Nuevo México , EE. UU.
El telescopio espacial Hubble de 2,4 m , actualmente en órbita alrededor de la Tierra.
El telescopio de 2,4 m del Observatorio Nacional de Tailandia en Doi Inthanon ( Tailandia ).
El telescopio de 2,2 m del Observatorio de Calar Alto, en el monte Calar Alto , ( España ).
El telescopio de 2,15 m del Complejo Astronómico Leoncito en San Juan , Argentina .
El telescopio de 2,12 m de San Pedro Mártir , Observatorio Astronómico Nacional (México) .
El telescopio de 2,1 m del Observatorio Nacional de Kitt Peak ( Estados Unidos ).
El telescopio Otto Struve de 2,08 m en el Observatorio McDonald ( Estados Unidos ).
El Telescopio Liverpool de 2,0 m ( telescopio robótico ) en La Palma , Islas Canarias , ( España ).
El telescopio de 2,0 m del Observatorio de Rozhen , Bulgaria .
El telescopio Chandra del Himalaya de 2,0 m del Observatorio Astronómico Indio , Hanle, ( India ).
Los telescopios Pan-STARRS de 1,8 m en Haleakala en Maui , Hawaii .
El telescopio de 1,65 m del Observatorio Astronómico Molėtai ( Lituania ).
El telescopio del Observatorio Mont-Mégantic de 1,6 m en Mont-Mégantic en Quebec , Canadá .
El telescopio Perkin-Elmer de 1,6 m en el Observatorio Pico dos Dias en Minas Gerais , Brasil .
El telescopio de 1,3 m del Observatorio Skinakas , en la isla de Creta , Grecia .
El telescopio Ritchey de 1,0 m en la estación Flagstaff del Observatorio Naval de los Estados Unidos (el último telescopio construido por G. Ritchey antes de su muerte).
Ingeniería DFM de 1,0 m y8 en el Observatorio Embry-Riddle en Daytona Beach, Florida , ( Estados Unidos ).
Los cuatro telescopios SPECULOOS de 1,0 m del Observatorio Paranal en Chile, dedicados a la búsqueda de exoplanetas del tamaño de la Tierra .
El telescopio espacial Spitzer de 0,85 m , telescopio espacial infrarrojo en una órbita cercana a la de la Tierra (retirado por la NASA el 30 de enero de 2020).
El telescopio Perren de 0,8 m diseñado por Astelco Systems en el Observatorio del University College London en Mill Hill, Londres ( Reino Unido ).
El telescopio de 0,8 m CCT-32 de DFM Engineering en la Universidad de Victoria en Victoria, Columbia Británica
La cámara LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) de 0,208 m a bordo de la nave espacial New Horizons , actualmente más allá de Plutón.

Véase también

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Telescopios Ritchey-Chrétien .

Referencias

^ Sacek, Vladimir (14 de julio de 2006). «Sistemas de dos espejos clásicos y aplanáticos». telescopio-optics.net . Notas sobre óptica de telescopios para aficionados . Consultado el 24 de abril de 2010 .
^ Rutten, Harrie; van Venrooij, Martín (2002). Óptica del telescopio . Willmann-Bell. pag. 67.ISBN 0-943396-18-2.
^ Bowen, IS; Vaughan, AH (1973). "El diseño óptico del telescopio de 40 pulgadas y del telescopio Irenee DuPont en el Observatorio Las Campanas, Chile". Óptica Aplicada . 12 (77): 1430–1435. Bibcode :1973ApOpt..12.1430B. doi :10.1364/AO.12.001430. PMID 20125543.
^ Harmer, CFW; Wynne, CG (octubre de 1976). "Un telescopio Cassegrain sencillo de campo amplio". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 177 : 25–30. Código Bibliográfico :1976MNRAS.177P..25H. doi : 10.1093/mnras/177.1.25P . Consultado el 29 de agosto de 2017 .
^ "Efectos de la obstrucción de la apertura".
^ Smith, Warren J. (2008). Ingeniería óptica moderna (4.ª ed.). McGraw-Hill Professional . Págs. 508-510. ISBN. 978-0-07-147687-4.
^ Allen, Lew; et al. (1990). Informe sobre el fallo de los sistemas ópticos del telescopio espacial Hubble (PDF) (Informe). NASA . NASA-TM-103443.
^ Burge, JH (1993). "Técnicas avanzadas para medir espejos primarios para telescopios astronómicos" (PDF) . Tesis doctoral, Universidad de Arizona. {{cite journal}}: Requiere citar revista |journal=( ayuda )
^ Wilson, RN (1996). Óptica de telescopios reflectores I. Teoría básica del diseño y su desarrollo histórico . Vol. 1. Springer-Verlag: Berlín, Heidelberg, Nueva York. Bibcode :1996rtob.book.....W.Pág. 454
^ Zirker, JB (2005). Un acre de vidrio: una historia y un pronóstico del telescopio . Johns Hopkins Univ Press., pág. 317.