Cassegrain

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Trajetória da luz em um telescópio na configuração 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 | editar código-fonte]

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 | editar código-fonte]

O Cassegrain "Clássico"[editar | editar código-fonte]

Radiotelescópio que utiliza foco Cassegrain situado em Sondrestrom, Groenlândia

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:

R_1 = -\frac{2DF}{F - B}

e

R_2 = -\frac{2DB}{F - B - D}

onde

  • F é a efetividade do sistema focal
  • B é a distância do secundário para o foco
  • D é a distância entre os dois espelhos

Se B e D são conhecidos, o foco do espelho primário f_1, e a distância para o foco de trás do espelho primário b, temos D = f_1(F - b)/(F + f_1) e B = D + b.

A constante cônica do espelho primário é o mesmo que o da parábola K_1 = -1, e a do espelho secundário K_2 é escolhida substituindo o foco no local desejado:

K_2 = -1 - \alpha - \sqrt{\alpha(\alpha+2)},

onde

\alpha = \frac{1}{2}\left[ \frac{4DBM}{(F + BM - DM)(F - B - D)}\right] ^2,

e M=(F-B)/D é o aumento secundário.


Cassegrain tipo catadióptrico[editar | editar código-fonte]

Quando um telescópio tipo Cassegrain envolve a combinação de componentes refletores e refratores são chamados de telescópios Cassegrain tipo catadióptrico.


Ver também[editar | editar código-fonte]


Referências

  1. 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. 
  2. a b Kitchin, C.R. (2003). Astrophysical Tecniques Institute of Physics Publishing [S.l.] 
  3. a b «A BRIEF HISTORY OF TELESCOPES» (PDF). Consultado em 22 de setembro de 2015. 
  4. Jack Newton, Philip Teece - "The Guide to Amateur Astronomy" - Page 287
  5. «Seeing in the Dark». Consultado em 22 de setembro de 2015. 
  6. «Os primeiros telescópios». UFMG. Consultado em 22 de setembro de 2015.