Cassegrain
Cassegrain é uma configuração usada na montagem de telescópios refletores e radiotelescópios que consiste em um refletor primário parabólico e um refletor secundário hiperbólico. Nessa montagem, a radiação eletromagnética é refletida pelo espelho primário e interceptada pelo secundário antes de atingir o foco principal. Após ser refletida pelo secundário, a radiação converge para o foco localizado após o espelho primário.[1]
É a configuração mais utilizada por telescópios profissionais. O foco pode ser ajustado de diversas maneiras dependendo do que se pretende fazer apenas modificando-se brevemente as posições dos espelhos primário e secundário.[2]
Conforme a necessidade e praticidade, surgiram os tipos de montagens alternativas para telescópios baseadas no Cassegrain, como o design de Ritchey–Chrétien, Dall–Kirkham (popular em telescópios amadores devido a facilidade em se obter a curvatura necessária do espelho) ou o sistema Coudé.[2]
História editar
Por volta de 1689, Isaac Newton inventou o primeiro telescópio refletor utilizando um espelho primário parabólico e um secundário plano.[3]
Este design popular pelo nome de telescópio dobsoniano foi muito utilizado durante a década de 1960 devido ao baixo custo para confecção ou compra.[4][5] Mas a maioria dos telescópios modernos possui a configuração refletora chamada de Cassegrain inventada em 1672[6] pelo francês Laurent Giovani Cassegrain, que combinava um espelho primário côncavo e um espelho secundário convexo ambos alinhados simetricamente no eixo axial. O primário possui um furo no centro que permitia a passagem da onda eletromagnética para a ocular do telescópio. Atualmente, pode-se acoplar uma câmera CCD, um espectrógrafo, enfim, qualquer tipo de detetor.[3]
Tipos de Montagem de Telescópios Cassegrain editar
O Cassegrain "Clássico" editar
No Cassegrain "Clássico" a onda eletromagnética é captada pelo espelho primário parabólico, reflete para o secundário hiperbólico que a reflete novamente e esta passa pelo buraco central do espelho primário onde é captada pelo equipamento instalado no telescópio ou radiotelescópio.
O raio de curvatura dos espelhos primários e secundários nesta configuração são, respectivamente:
e
onde
- é a efetividade do sistema focal
- é a distância do secundário para o foco
- é a distância entre os dois espelhos
Se e são conhecidos, o foco do espelho primário , e a distância para o foco de trás do espelho primário , temos e .
A constante cônica do espelho primário é o mesmo que o da parábola , e a do espelho secundário é escolhida substituindo o foco no local desejado:
- ,
onde
- ,
![{\displaystyle \alpha ={\frac {1}{2}}\left[{\frac {4DBM}{(F+BM-DM)(F-B-D)}}\right]^{2}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f5a3209f5771dadb7bc41adfd3bbbcb4abc88b31)
e é o aumento secundário.
Cassegrain tipo catadióptrico editar
Quando um telescópio tipo Cassegrain envolve a combinação de componentes refletores e refratores são chamados de telescópios Cassegrain tipo catadióptrico.
Ver também editar
Referências
- ↑ Illingworth, Valerie (1994). The facts on file dictionary of astronomy (em inglês) 3rd ed. New York: Facts on File. p. 62-63. ISBN 0-8160-3184-3
- ↑ a b Kitchin, C.R. (2003). Astrophysical Tecniques. [S.l.]: Institute of Physics Publishing
- ↑ a b «A BRIEF HISTORY OF TELESCOPES» (PDF). Consultado em 22 de setembro de 2015
- ↑ Jack Newton, Philip Teece - "The Guide to Amateur Astronomy" - Page 287
- ↑ «Seeing in the Dark». Consultado em 22 de setembro de 2015
- ↑ «Os primeiros telescópios». UFMG. Consultado em 22 de setembro de 2015