Un telescopio reflector (también llamado telescopio reflector ) es un telescopio que utiliza un solo espejo 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 adolecía de una aberración cromática grave . Aunque los telescopios reflectores producen otros tipos de aberraciones ópticas , es un diseño que permite objetivos de diámetro muy grande . Casi todos los telescopios principales 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 conoce como 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 6 pies (1,8 m) 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 dieron lugar a los telescopios reflectores Crossley y Harvard, que ayudaron a establecer una mejor reputación para los telescopios reflectores, ya que los diseños de espejos de metal se destacaron por sus inconvenientes. Principalmente, los espejos de metal solo reflejaban aproximadamente 2 ⁄ 3 de la luz y el metal se empañaba . Después de múltiples pulidos y empañamientos, el espejo podía perder su figura precisa necesaria.
Los telescopios reflectores se hicieron extraordinariamente populares en astronomía y muchos telescopios famosos, como el telescopio espacial Hubble y los modelos populares para aficionados, utilizan este diseño. Además, el principio del telescopio reflector se aplicó a otras longitudes de onda electromagnéticas y, por ejemplo, los telescopios de rayos X también utilizan el principio de reflexión para fabricar ópticas formadoras de imágenes .
La idea de que los espejos curvos se comportan como lentes se remonta al menos al tratado de óptica de Alhazen del siglo XI, obras que se habían difundido ampliamente en traducciones latinas en la Europa moderna temprana . [2] Poco después de la invención del telescopio refractor , Galileo , Giovanni Francesco Sagredo y otros, impulsados por su conocimiento de los principios de los espejos curvos, discutieron la idea de construir un telescopio utilizando un espejo como objetivo de formación 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 de bronce cóncavo en 1616, pero dijo que no producía una imagen satisfactoria. [3] Las ventajas potenciales de usar 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 conocería como el 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] Utilizaba un espejo primario de metal esférico y un pequeño espejo diagonal en una configuración óptica que se conoce como el telescopio newtoniano .
A pesar de las ventajas teóricas del diseño del reflector, la dificultad de construcción y el bajo rendimiento de los espejos metálicos tipo espéculo que se utilizaban en ese momento hicieron que tardaran más de 100 años en popularizarse. 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] recubrimientos de aluminio de larga duración en el siglo XX, [11] espejos segmentados para permitir diámetros mayores 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 la obtención de imágenes afortunadas para superar los problemas de visión , y los telescopios reflectores son omnipresentes en los telescopios espaciales y en muchos tipos de dispositivos de obtención de imágenes en naves espaciales .
Un espejo primario curvo es el elemento óptico básico del telescopio reflector que crea una imagen en el plano focal. La distancia desde el espejo hasta el plano focal se denomina longitud focal . Aquí se puede colocar 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 la 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 pulida hasta obtener una forma esférica o parabólica . Sobre el espejo se deposita al vacío una fina capa de aluminio , lo que forma un espejo de primera superficie altamente reflectante .
Algunos telescopios utilizan espejos primarios que se fabrican de forma diferente. Se hace girar el vidrio fundido para que su superficie sea paraboloide y se mantiene girando mientras se enfría y se solidifica (véase Horno giratorio ). La forma resultante del espejo se aproxima a la forma paraboloide deseada que requiere un pulido mínimo para alcanzar la figura exacta necesaria. [12]
Los telescopios reflectores, al igual que cualquier otro sistema óptico, no producen imágenes "perfectas". La necesidad de captar imágenes de objetos a distancias de 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 hacia un punto común frente a su propia superficie reflectora, casi todos los diseños de telescopios reflectores tienen un espejo secundario , un soporte de película o un detector cerca de ese punto focal que obstruye parcialmente la luz que llega al espejo primario. Esto no solo causa cierta reducción en la cantidad de luz que recoge el sistema, sino que también causa 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 desde 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 a 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]
Existen diseños de telescopios reflectores que utilizan superficies de espejo modificadas (como el telescopio Ritchey-Chrétien ) o algún tipo 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. Existen varias razones para ello:
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 orificio en el espejo primario. Esto produce una imagen vertical, útil para las observaciones terrestres. Algunos telescopios de observación pequeños todavía se construyen de esta manera. Hay varios telescopios modernos de gran tamaño que utilizan una configuración gregoriana, como el Telescopio de Tecnología Avanzada del Vaticano , los telescopios Magallanes , el Gran Telescopio Binocular y el Telescopio Gigante de Magallanes .
El telescopio newtoniano fue el primer telescopio reflector que funcionó con éxito, y fue completado por Isaac Newton en 1668. Generalmente tiene un espejo primario paraboloide, pero con relaciones focales de f/10 o más, un espejo primario esférico puede ser suficiente para lograr una alta resolución visual. Un espejo secundario plano refleja la luz hacia un plano focal en el costado de la parte superior del tubo del telescopio. Es uno de los diseños más simples y económicos para un tamaño dado de espejo 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 orificio 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 espejo primario parabólico). Está libre de coma y aberración esférica en un plano focal casi plano si la curvatura primaria y secundaria están correctamente calculadas , 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 Ritchey-Chrétien.
La inclusión de un tercer espejo curvo permite corregir la distorsión restante, el astigmatismo, del diseño de Ritchey-Chrétien, lo que permite campos de visión mucho más amplios.
El diseño del telescopio Cassegrain de Dall-Kirkham fue creado por Horace Dall en 1928 y adoptó 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 secundario esférico convexo . Si bien este sistema es más fácil de pulir que un sistema Cassegrain clásico o un sistema Ritchey-Chrétien, no corrige el coma fuera del eje. La curvatura de 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 obstruir 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 recibe su 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 un 60% de reflectividad. [19]
Una variante del Cassegrain, el telescopio Schiefspiegler ("reflector sesgado" u "oblicuo") utiliza espejos inclinados para evitar que el espejo secundario proyecte una sombra sobre el primario. Sin embargo, al eliminar los patrones de difracción, esto conduce a un aumento del coma y el astigmatismo. Estos defectos se vuelven manejables en relaciones focales grandes: la mayoría de los Schiefspieglers utilizan f/15 o más, lo que tiende a restringir las observaciones útiles a objetos que encajan 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 diferentes cantidades de espejos de diferentes tipos. El estilo Kutter (nombrado en honor a su inventor Anton Kutter ) utiliza un único primario cóncavo, un secundario convexo y una lente plano-convexa entre el espejo secundario y el plano focal, cuando es necesario (este es el caso del Schiefspiegler catadióptrico ). Una variante de un Schiefspiegler múltiple utiliza un espejo primario cóncavo, un espejo secundario convexo y un espejo terciario parabólico. Uno de los aspectos interesantes de algunos Schiefspieglers es que uno de los espejos puede intervenir en la trayectoria de la luz dos veces: cada trayectoria de la luz se refleja a lo largo de una trayectoria meridional diferente.
Los telescopios Stevick-Paul [20] son versiones fuera de eje de los sistemas de tres espejos de Paul [21] con un espejo diagonal plano adicional. Un espejo secundario convexo se coloca justo al lado de la luz que ingresa al telescopio y se posiciona afocalmente para enviar luz paralela al terciario. El espejo terciario cóncavo se coloca exactamente al doble de distancia 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 con la inclusión de una diagonal plana. La configuración Stevick-Paul da como resultado que todas las aberraciones ópticas totalicen 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 la década de 1960. [22] Al igual que el Schiefspiegler, es un telescopio reflector inclinado sin obstrucciones. 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 del Yolo elimina la coma, pero deja un astigmatismo significativo, que se reduce mediante la deformación del espejo secundario por alguna forma de arnés de deformación o, alternativamente, puliendo una figura toroidal en el secundario. Al igual que los Schiefspiegler, se han buscado muchas variaciones del Yolo. La cantidad necesaria de forma toroidal se puede transferir total o parcialmente al espejo primario. En conjuntos ópticos de grandes relaciones focales, tanto el espejo primario como el secundario se pueden dejar esféricos y se agrega una lente correctora de gafas entre el espejo secundario y el plano focal ( Yolo catadióptrico ). La adición de un espejo terciario convexo de foco largo da lugar 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 paraboloide de tamaño prácticamente ilimitado. Esto permite fabricar espejos para telescopios muy grandes (de más de 6 metros), pero su uso está limitado a los telescopios cenitales .
En un diseño de foco primario no se utilizan ópticas secundarias, 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 u operar una cámara. [23] Hoy en día, las cámaras CCD permiten la operación remota del telescopio desde casi cualquier lugar del mundo. El espacio disponible en el foco primario está severamente limitado por la necesidad de evitar obstruir la luz entrante. [24]
Los radiotelescopios suelen tener un diseño de foco primario. El espejo se reemplaza por una superficie metálica para reflejar las ondas de radio y el observador es una antena .
En 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 observa a través de la parte trasera del telescopio, o bien se monta una cámara u otro instrumento en la parte trasera. El enfoque Cassegrain se utiliza habitualmente para telescopios de aficionados o telescopios de investigación más pequeños. Sin embargo, en el caso de telescopios grandes con instrumentos correspondientemente grandes, un instrumento en el enfoque Cassegrain debe moverse con el telescopio a medida que gira; esto impone requisitos adicionales en cuanto a la resistencia de la estructura de soporte del instrumento y potencialmente limita el movimiento del telescopio para evitar la colisión con obstáculos como paredes o equipos dentro del observatorio.
El diseño de Nasmyth es similar al de Cassegrain, excepto que la luz no se dirige a través de un orificio en el espejo primario; en su lugar, un tercer espejo refleja la luz hacia un costado del telescopio para permitir el montaje de instrumentos pesados. Este es un diseño muy común en los grandes telescopios de investigación. [25]
Añadir más ópticas a un telescopio de estilo Nasmyth para enviar la luz (normalmente a través del eje de declinación ) a un punto de enfoque fijo que no se mueve a medida que el telescopio se reorienta da un enfoque coudé (de la palabra francesa para codo). [26] El enfoque coudé proporciona un campo de visión más estrecho que un enfoque 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 añadir espejos al camino de la luz para formar un tren coudé , desviando la luz a una posición fija a dicho 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 foco coudé. El desarrollo de los espectrómetros echelle permitió la espectroscopia de alta resolución con un instrumento mucho más compacto, que a veces se puede montar con éxito en el foco Cassegrain. Desde que se desarrollaron monturas de telescopios altacilíndricas controladas por computadora, económicas y adecuadamente estables, en la década de 1980, el diseño Nasmyth generalmente ha reemplazado al foco coudé para telescopios grandes.
En el caso de instrumentos que requieren una estabilidad muy alta, o que son muy grandes y voluminosos, es conveniente montar el instrumento sobre una estructura rígida, en lugar de moverlo con el telescopio. Si bien 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 lo tanto, es posible recoger la luz de estos objetos con fibras ópticas en el telescopio, colocando el instrumento a una distancia arbitraria del telescopio. Algunos ejemplos de espectrógrafos alimentados por fibra incluyen los espectrógrafos buscadores de planetas HARPS [27] o ESPRESSO [28] .
Además, la flexibilidad de las fibras ópticas permite captar luz desde cualquier plano focal; por ejemplo, el espectrógrafo HARPS utiliza el foco Cassegrain del telescopio ESO de 3,6 m , [27] mientras que el espectrógrafo de foco principal está conectado al foco principal del telescopio Subaru . [29]
