Tot i que els telescopis reflectors produeixen altres tipus d'aberracions òptiques, aquest és un disseny que pot aconseguir objectius de gran diàmetre. Gairebé tots els principals telescopis utilitzats en la investigació astronòmica ho són. Els telescopis reflectors tenen diversos dissenys i poden utilitzar elements òptics addicionals per millorar la qualitat de la imatge o situar-la en una posició mecànicament avantatjosa.
Característiques dels telescopis reflectors
La idea que els miralls corbats es comporten com lents es remunta almenys al tractat d'òptica d'Alphazen del segle XI, una obra que va circular àmpliament a les traduccions al llatí a l'Europa moderna. Poc després de la invenció del telescopi refractant per Galileu, Giovanni Francesco Sagredo i altres, inspirats pel seu coneixement dels principis dels miralls corbats, van discutir la idea de construir un telescopi utilitzant un mirall acom a eina d'imatge. Es va informar que el bolonyes Cesare Caravaggi va construir el primer telescopi reflector cap al 1626. El professor italià Niccolo Zucci, en un treball posterior, va escriure que va experimentar amb un mirall còncau de bronze el 1616, però va dir que no donava una imatge satisfactòria.
Història de la creació
Els beneficis potencials de l'ús de miralls parabòlics, principalment la reducció de l'aberració esfèrica sense aberració cromàtica, han donat lloc a molts dissenys proposats per a futurs telescopis. El més notable va ser James Gregory, que va publicar un disseny innovador per a un telescopi "reflector" el 1663. Van passar deu anys (1673) abans que el científic experimental Robert Hooke pogués construir aquest tipus de telescopi, que es va conèixer com el telescopi gregorià..
Isaac Newton es va acreditar generalment amb la construcció del primer telescopi reflector-refractiu el 1668. Va utilitzar un mirall primari metàl·lic esfèric i un de petit diagonal en una configuració òptica, anomenat telescopi newtonià.
Més desenvolupament
Malgrat els avantatges teòrics del disseny del reflector, la complexitat del disseny i el baix rendiment dels miralls metàl·lics utilitzats en aquell moment van fer que triguessin més de 100 anys a fer-se populars. Molts dels avenços dels telescopis reflectors van incloure millores en la fabricació de miralls parabòlics al segle XVIII.segle, miralls de vidre recoberts de plata al segle XIX, recobriments d'alumini duradors al segle XX, miralls segmentats per proporcionar diàmetres més grans i òptica activa per compensar la deformació gravitatòria. Una innovació de mitjans del segle XX van ser els telescopis catadiòptics com la càmera Schmidt, que utilitzen tant un mirall esfèric com una lent (anomenada placa correctora) com a elements òptics primaris, utilitzats principalment per a la imatge a gran escala sense aberració esfèrica.
A finals del segle XX, el desenvolupament de l'òptica adaptativa i la imatge d'èxit per superar els problemes associats amb l'observació i la reflexió dels telescopis és omnipresent als telescopis espacials i a molts tipus d'eines d'imatges de naus espacials.
El mirall primari curvilini és l'element òptic principal del telescopi i crea una imatge en el pla focal. La distància del mirall al pla focal s'anomena distància focal. Aquí es pot col·locar un sensor digital per gravar una imatge o afegir un mirall addicional per canviar les característiques òptiques i/o redirigir la llum a la pel·lícula, el sensor digital o l'ocular per a l'observació visual.
Descripció detallada
El mirall primari de la majoria dels telescopis moderns consisteix en un cilindre de vidre sòlid la superfície frontal del qual està rectificada en forma esfèrica o parabòlica. Una fina capa d'alumini s'evacua sobre la lent, formant-semirall de primera superfície reflectant.
Alguns telescopis utilitzen miralls primaris que es fan de manera diferent. El vidre fos gira per fer que la seva superfície sigui paraboloïdal, es refreda i es solidifica. La forma del mirall resultant s'aproxima a la forma del paraboloide desitjada, que requereix un mínim de poliment i poliment per aconseguir una figura precisa.
Qualitat de la imatge
Els telescopis reflectors, com qualsevol altre sistema òptic, no creen imatges "ideals". La necessitat de fotografiar objectes a distàncies fins a l'infinit, de veure'ls a diferents longituds d'ona de llum i d'exigir alguna manera de veure la imatge que produeix el mirall primari significa que sempre hi ha algun compromís en el disseny òptic d'un telescopi reflector.
Com que el mirall primari enfoca la llum en un punt comú davant de la seva pròpia superfície reflectora, gairebé tots els dissenys de telescopis reflectants tenen un mirall secundari, un suport de pel·lícula o un detector a prop d'aquest punt focal, impedint parcialment que la llum arribi al principal. mirall. Això no només provoca una certa reducció de la quantitat de llum que recull el sistema, sinó que també provoca una pèrdua de contrast a la imatge a causa dels efectes d'obstrucció de la difracció, així com dels pics de difracció causats per la majoria d'estructures de suport secundàries.
L'ús de miralls evita l'aberració cromàtica,però creen un altre tipus d'aberracions. Un simple mirall esfèric no pot transmetre la llum d'un objecte llunyà a un focus comú, perquè la reflexió dels raigs de llum que incideixen en el mirall a la seva vora no convergeix amb els que es reflecteixen des del centre del mirall, un defecte anomenat aberració esfèrica. Per evitar aquest problema, els dissenys de telescopis reflectors més avançats utilitzen miralls parabòlics que poden concentrar tota la llum en un enfocament comú.
Telescopi gregorià
El telescopi gregorià és descrit per l'astrònom i matemàtic escocès James Gregory al seu llibre Optica Promota de 1663 com l'ús d'un mirall secundari còncau que reflecteix la imatge a través d'un forat al mirall primari. Això crea una imatge vertical útil per a observacions terrestres. Hi ha diversos telescopis moderns grans que utilitzen la configuració gregoriana.
Telescopi reflector de Newton
L'aparell de Newton va ser el primer telescopi reflector d'èxit, construït per Isaac el 1668. Normalment té un primari paraboloide, però a relacions focals de f/8 o més, un primari esfèric, que pot ser suficient per a una alta resolució visual. Un secundari pla reflecteix la llum al pla focal al costat de la part superior del tub del telescopi. Aquest és un dels dissenys més senzills i menys costosos per a una mida de matèria primera determinada, i és comú entre els aficionats. El camí dels raigs dels telescopis reflectors va ser el primeres va treballar precisament amb la mostra newtoniana.
Aparell Cassegrain
El telescopi Cassegrain (de vegades anomenat "Cassegrain clàssic") es va construir per primera vegada el 1672, atribuït a Laurent Cassegrain. Té un primari parabòlic i un secundari hiperbòlic que reflecteix la llum cap enrere i cap avall a través d'un forat al primari.
El disseny del telescopi Dall-Kirkham Cassegrain va ser creat per Horace Dall el 1928, i va ser nomenat en un article publicat a Scientific American el 1930 després d'una discussió entre l'astrònom aficionat Allan Kirkham i Albert G. Ingalls, (el editor de la revista en aquell moment). Utilitza un primari el·líptic còncau i un secundari convex. Tot i que aquest sistema és més fàcil de triturar que el sistema clàssic Cassegrain o Ritchey-Chrétien, no és adequat per al coma fora de l'eix. La curvatura del camp és en realitat menor que la del clàssic Cassegrain. Avui, aquest disseny s'utilitza en moltes aplicacions d'aquests meravellosos dispositius. Però està sent substituït per homòlegs electrònics. No obstant això, aquest tipus d'aparells es considera el telescopi reflector més gran.
