Telescopio refractor
Un telescopio refractor é un sistema óptico centrado, que capta imaxes de obxectos afastados que emprega un conxunto de lentes en que a luz se refracta. A refracción da luz na lente do obxectivo fai que os raios paralelos, procedentes dun obxecto moi afastado (no infinito), converxan sobre un punto do plano focal. Isto permite mostrar os obxectos afastados maiores e máis brillantes.
Este tipo de telescopios son moi comúns na astronomía para afeccionados e nalgúns telescopios solares (para os que se empregan filtros), e durante case 300 anos (aproximadamente entre 1600 e 1900) convertéronse no principal tipo de instrumento de traballo dos máis destacados observatorios do mundo. Porén, existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de amplas dimensións e de grande abertura, xa que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño e lixeiras abondo para seren empregadas como obxectivos. Por outra banda, existen problemas de calidade da imaxe por mor das pequenas burbullas de ar atrapadas no cristal da lente principal, e ademais, o material da lente resulta opaco a determinadas lonxitudes de onda, polo que se perde sensibilidade nalgunhas partes do espectro lumínico. A maioría destes problemas resólvense co uso dun telescopio reflector.
O problema das aberracións cromáticas corríxese parcialmente con lentes apocromáticas, aínda que este tipo de telescopio ten un elevado prezo.
Historia editar
O telescopio refractor foi o primeiro tipo de telescopio óptico e a súa invención non pode ser atribuída con precisión. Algúns escritos suxiren que se desenvolvera un prototipo na década de 1550, mais os primeiros exemplos descritos explicitamente proveñen de Italia (1590) e do norte de Europa (Países Baixos, arredor de 1608). Giambattista della Porta menciónao no seu libro La Magie naturelle (1589). Posteriormente, varias persoas trataron de obter unha patente: Hans Lippershey, que foi o primeiro en facer unha demostración concreta dun cunha magnificación de tres aumentos a finais de setembro de 1608; Zacharias Janssen, que fabricou un instrumento que vendeu na feira de outono de Frankfurt en setembro de 1608; e Jacob Metius de Alkmaar. Este último foi apoiado por Descartes, que fala en 1637 desta invención no comezo da súa Dioptrique.
Unha vez que se coñeceu e comezou a estenderse o telescopio, varias persoas, entre elas Thomas Harriot e Christoph Scheiner, enfocárono cara ao firmamente a principios de 1609 para observar obxectos celestes. Mais foi Galileo Galilei quen, desde agosto de 1609,[1] estableceu realmente o telescopio como instrumento de observación astronómica para o conxunto dos seus descubrimentos celestes e, especialmente, pola mirada nova que levou ao ceo e aos obxectos que contemplaba, marabillándose dos fenómenos que vía e estudaba. Galileo, estando en Venecia aproximadamente no mes de maio, coñecera a invención e construíra unha versión propia. Comunicou entón os detalles da súa invención en público e presentou o seu propio instrumento ao dux Leonardo Donato nunha sesión ante o consello. Construíu as súas propias lentes e nun principio deulles un aumento de seis en lugar de tres, para ir aumentando gradualmente a 20 e despois a 30.
A primeira representación coñecida dun telescopio é unha obra de Jan Bruegel o Vello, Paysage sur le château de Mariemont, en que o arquiduque Alberte de Habsburgo ten o instrumento.
Segundo algúns investigadores, quen supostamente inventou o telescopio sería o óptico catalán Joan Roget en 1590, invento que copiaría Zacharias Janssen.[2][3]
Tralos deseños pioneiros de Galileo, a medida que se construíron telescopios cada vez máis potentes, o problema da aberración cromática supuxo un grave factor limitante da súa calidade de imaxe. Para evitar este problema desenvolvéronse os telescopios keplerianos deseñados con enormes distancias focais, factor que os facía pouco manexables. Estas limitacións dos telescopios refractores levaron ao primeiro desenvolvemento dos telescopios de espello, que a finais do déculo XVIII alcanzaran un considerable avance da man de William Herschel.
Non obstante, o progreso do deseño de lentes acromáticas por parte de John Dollond durante o século XVIII, puxo as bases da época dos grandes refractores, que se iniciou en 1820 co primeiro telescopio refractor acromático de 9 polgadas construído por Joseph von Fraunhofer para o Observatorio de Dorpat, en Estonia. Os problemas de mantemento dos espellos metálicos da época, fixeron que os instrumentos refractores pasasen a ser de novo os favoritos dos astrónomos.
Durante o século XIX produciuse a fundación de numerosos observatorios por todo o mundo (tanto estatais como privados), que competían por posuír o mellor telescopio, o que se traduciu nunha "carreira" por fabricar lentes cada vez de maior diámetro. Así, nos oitenta anos transcorridos entre 1820 e 1900, pasouse dos 22,8 cm de diámetro do telescopio de Fraunhofer, aos 125 cm do Telescopio da Grande Exposición Universal de París (1900), co que se chegou ao límite técnico dos refractores, condicionados por dificultades de fabricación e polo problema do frechamento das lentes.
Durante este período, varios destacados construtores cimentaron o seu prestixio con ambiciosas realizacións, como G. & S. Merz (empresa continuadora da obra de Fraunhofer), John Brashear, Carl Zeiss, os irmáns Henry, Alvan Clark & Sons (fabricante en 1897 da maior lente aínda en servizo, a do telescopio do Observatorio Yerkes, con 102 cm de diámetro).
A pesar do auxe dos telescopios reflectores durante o século XX (grazas primeiro á mellora das técnicas do prateado de espellos a finais do século XIX, e posteriormente ao desenvolvemento das técnicas de espellos segmentados apoiadas no avance dos computadores), realizacións como o telescopio refractor de 98 cm de diámetro do Observatorio do Roque de los Muchachos inaugurado en 2002, confirman que este tipo de instrumentos continúan a manter a súa vixencia en determinadas tarefas astronómicas, como a observación solar.
Deseños de telescopios refractores editar
 |
 |
Todos os telescopios refractores usan os mesmos principios. A combinación de lentes do obxectivo e dalgún tipo de ocular emprégase para reunir máis luz da que o ollo humano é quen de recoller por si mesmo, para presentar ao observador unha imaxe virtual aumentada e con maior brillo e claridade.
O obxectivo nun telescopio refractor serve para que raios de luz paralelos ao eixe do instrumento sometidos ao fenómeno físico da refracción converxan nun punto focal, mentres que os non paralelos converxen nun plano focal. O telescopio converte un feixe de raios paralelos que forman un ángulo co seu eixe óptico nun segundo feixe paralelo cun ángulo . A relación denomínase ampliación angular. É igual á relación entre os tamaños de imaxes na retina obtidos con e sen o telescopio.[5]
Os telescopios refractores poden adoptar moitas configuracións diferentes para corrixir a orientación da imaxe e os tipos de aberración. Debido a que a imaxe se forma mediante a flexión da luz ou refracción, estes instrumentos ópticos denomínanse "telescopios refractores" ou simplemente "refractores".
Telescopio galileano editar
y – Obxecto distante; y′ – Imaxe real no obxectivo; y″ – Imaxe virtual ampliada no ocular; D – Diámetro de entrada da pupila; d – Diámetro virtual de saída da pupila; L1 – Lente do obxectivo; L2 – Lente do ocular e – Pupila virtual de saída – Relacións do telescopio
O deseño de Galileo Galilei utilizado en 1609 chámase comunmente telescopio galileano.[6] Usou unha lente converxente no obxectivo (plano-convexa) e unha lente diverxente (plano-cóncava) no ocular (Galileo, 1610).[7] Un telescopio galileano, dado que o deseño non ten foco intermedio, dá lugar a unha imaxe non invertida e vertical.[8]
O mellor telescopio de Galileo lograba unha magnificación de 30 veces.[8] Debido aos defectos no seu deseño, como a forma da lente e o estreito campo de visión,[8] as imaxes estaban borrosas e distorsionadas. A pesar destes defectos, o telescopio aínda era bo abondo como para que Galileo explorase o firmamento. O telescopio galileano podía detectar as fases de Venus,[9] e foi capaz de ver cráteres na Lúa[10] e catro satélites orbitando Xúpiter.[11]
Os raios paralelos de luz procedentes dun obxecto distante (y) son levados a un punto no plano focal do obxectivo (F' L1 / y'). A lente (diverxente) do ocular (L2) intercepta estes raios e fainos paralelos unha vez máis. Os raios de luz non paralelos procedentes do obxecto que se despraza en un ángulo α1 con respecto ao eixe óptico desprázanse a un ángulo máis grande (α2>α1) despois de pasar a través do ocular. Isto conduce a un aumento no tamaño angular aparente e é responsable da ampliación percibida.
A imaxe final (y′) é unha imaxe virtual, localizada no infinito e coa mesma forma que o obxecto.
Telescopio kepleriano editar
A frecha en (4) é unha representación esquemática da imaxe orixinal; a frecha en (5) é a imaxe invertida no plano focal; a frecha en (6) é a imaxe virtual que se forma na esfera visual do espectador. Os raios vermellos producen o punto medio da frecha; outros dous conxuntos de raios (en negro) producen a cabeza e a cola.
O telescopio kepleriano, inventado por Johannes Kepler en 1611, é unha mellora do deseño de Galileo.[12] Emprega unha lente convexa no ocular en lugar da cóncava do modelo de Galileo. A vantaxe desta disposición é que os raios de luz que emerxen do ocular son converxentes. Isto permite un campo de visión moito máis amplo e un maior detalle, mais a imaxe para o espectador invértese. Con este deseño pódense acadar aumentos considerablemente máis altos, mais para superar as aberracións, a lente simple do obxectivo precisa ter unha relación focal f moi alta (Johannes Hevelius construíu instrumentos cunha distancia focal de 46 m, e mesmo construíronse "telescopios aéreos" sen tubo con maiores distancias). O deseño tamén permite o uso dun micrómetro no plano focal (utilizado para determinar o tamaño angular e/ou a distancia ata os obxectos observados).
Refractores acromáticos editar
A lente refractiva acromática foi inventada en 1733 por un avogado inglés chamado Chester Moore Hall, aínda que foi independentemente inventada e patentada por John Dollond arredor de 1758. O deseño superou a necesidade de lonxitudes focais moi longas nos telescopios refractores mediante un obxectivo confeccionado con dúas pezas de vidro con diferentes índices de dispersión, "vidro crown" e "vidro flint", limitando os efectos da aberración cromática e da aberración esférica. Os dous lados de cada peza son amolados e puídos, e despois as dúas pezas ensámblanse xuntas. As lentes acromáticas deséñanse para que dúas lonxitudes de onda (tipicamente o vermello e o azul) se enfoquen no mesmo plano. A era dos grandes refractores no século XIX viu a fabricación de enormes lentes acromáticas, culminando co refractor acromático máis grande construído, o Telescopio da Grande Exposición Universal de París (1900), en que se utilizou unha lente de 125 cm de diámetro.
Refractores apocromáticos editar
Os refractores apocromáticos teñen obxectivos construídos con materiais especiais de dispersión extraordinariamente baixa. Están deseñados para enfocar tres lonxitudes de onda (tipicamente vermello, verde e azul) no mesmo plano. O erro de cor residual (espectro terciario) pode ser ata unha orde de magnitude menor que o dunha lente acromática. Estes telescopios conteñen elementos de fluorita ou vidro especial de dispersión extra-baixa (ED) no obxectivo e producen unha gran nitidez de imaxe que está practicamente libre de aberración cromática.[13] Debido aos materiais especiais necesarios na fabricación, os refractores apocromáticos son en xeral máis caros que os telescopios doutros tipos cunha abertura comparable.
Notas editar
- ↑ A primeira vez produciuse de xeito oficial o 21 de maio desde un campanario diante do dux Leonardo Donato e dos membros do Senado de Venecia
- ↑ "Un estudi atribueix l'invent del telescopi a l'òptic gironí Joan Roget". Fundació Institut Nova Història. 16 de setembro de 2008. Consultado o 2022-06-03.
- ↑ "El somni del telescopi català". Avui (en catalán). 19 de setembro de 2008. Arquivado dende o orixinal o 24 de setembro de 2008. Consultado o 12 de maio de 2013.
- ↑ Hevelius, Johannes (1673). Machina Coelestis. First Part. Auctor.
- ↑ Stephen G. Lipson, Ariel Lipson, Henry Lipson, Optical Physics 4th Edition, Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-49345-1
- ↑ "Galileo's telescope - The instrument". Museo Galileo: Institute and Museum of the History of Science. 2008. Consultado o 2020-09-27.
- ↑ Sidereus Nuncius or The Sidereal Messenger, 1610, Galileo Galilei et al., 1989, pg. 37, The University of Chicago Press, Albert van Helden tr., (History Dept. Rice University, Houston, TX), ISBN 0-226-27903-0.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 "Galileo's telescope - How it works". Museo Galileo: Institute and Museum of the History of Science. 2008. Consultado o 2020-09-27.
- ↑ "Phases of Venus". Intellectual Mathematics (en inglés). 2019-06-02. Consultado o 2020-09-27.
- ↑ Edgerton, S. Y. (2009). The Mirror, the Window, and the Telescope: How Renaissance Linear Perspective Changed Our Vision of the Universe. Ithaca: Cornell University Press. p. 159. ISBN 9780801474804.
- ↑ Drake, S. (1978). Galileo at Work. Chicago: University of Chicago Press. pp. 153. ISBN 978-0-226-16226-3.
- ↑ Tunnacliffe, AH; Hirst JG (1996). Optics. Kent, Inglaterra. pp. 233–7. ISBN 0-900099-15-1.
- ↑ "Starizona's Guide to CCD Imaging". Starizona.com. Arquivado dende o orixinal o 17 de outubro de 2013. Consultado o 17 de outubro de 2013.
Véxase tamén editar
Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría: Telescopio refractor  |