Telescopi reflector

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Un telescopi reflector Ritchey de 24 polzades

Un telescopi reflector és un tipus de telescopi l'objectiu del qual és un mirall còncau. El primer va ser dissenyat per Isaac Newton al voltant del 1670 amb l'objectiu d'evitar l'aberració cromàtica que pateixen els telescopis refractors (més tard aquest problema es va resoldre fent servir lents acromàtiques). Però sí que pateixen d'altres aberracions òptiques.

Aquest tipus de telescopi és potser el més utilitzat pels aficionats a l'astronomia amateur. Els telescopis reflectors per a aficionats de més diàmetre arriben fins als 300mm o 350mm. Els telescopis a nivell científic professional (observatoris, en òrbita al voltant de la Terra...) tenen un diàmetre entre 2 m i 9-10. El 2001 es comptaven 49 telescopis amb un diàmetre superior a 2 metres. Tots els telescopis reflectors tenen, a més del mirall còncau que fa d'objectiu (anomenat mirall primari), un segon mirall (anomenat mirall secundari) per desviar la llum cap a un costat o cap enrere de forma que la puguem observar o detectar amb algun aparell, un ocular normalment.

En funció del tipus i la combinació de miralls primari i secundari, els reflectors es poden classificar de la següent forma:

Consideracions tècniques[modifica | modifica el codi]

El mirall primari és l'element òptic principal d'un telescopi reflector. La distància entre aquest i el plànol en què es forma la imatge es diu distància focal, sovint abreujat en "focal". En el plànol focal es pot instal·lar un instrument científic com una càmera CCD o un ocular per a l'observació visual directa.

Els telescopis reflectors eliminen l'aberració cromàtica però pateixen d'altres aberracions òptiques. Alguns telescopis disposen de dissenys més complexos per a corregir-ne algunes.

Els principals avantatges dels reflectors en comparació amb els refractors són:

  • En una lent, el volum complet d'aquesta ha de estar lliure d'imperfeccions mentre que en un mirall només cal assegurar la perfecció de la superfície.
  • La llum de diferents longituds d'ona travessa la lent a diferents velocitats i això provoca una aberració cromàtica. La creació de lents acromàtiques de gran grandària que corregisquen aquest problema és un procés molt car, i que no cal en el cas d'un mirall.
  • Existeixen problemes estructurals importants per a utilitzar lents de gran diàmetre. Les lents només es poden agafar pels costats i si són molt grans la distorsió produïda per la gravetat pot distorsionar la imatge. Un mirall pot ser agafat per tota la seua superfície, evitant aquest problema.

Tipus de telescopis reflectors[modifica | modifica el codi]

  • Newtonià.
  • Cassegrain. Desenvolupat poc després que els telescopis newtonians en el segle XVIII.
  • Ritchey-Chretien. La més utilitzada en els telescopis professionals.
  • Gregory. Gràcies a un mirall secundari còncau permeten obtindre una imatge no invertida apta per a l'observació terrestre. No són molt populars en l'actualitat.
  • Schmidt-Cassegrain. El mirall primari parabòlic es substitueix per un mirall esfèric i l'aberració esfèrica es corregeix amb una placa d'Schmidt en el mirall secundari. Permet combinar bones característiques de reflectors i refractors, i s'utilitzen normalment per a obtindre imatges de camp ampli. També són molt populars entre els aficionats.
  • Maksutov.
  • Schmidt. Utilitzat per a obtindre fotografies de gran camp.


Vegeu també[modifica | modifica el codi]


A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Telescopi reflector