i telescopi | enciclopèdia.cat
Gran enciclopèdia catalana

telescopi

telescopio (es), telescope (en)
substantiu masculím
Astronomia i astronàutica    Física
telescopio (es), telescope (en)
Esquema d’un telescopi
© Fototeca.cat
òptica òpt i astronomia astr
Instrument òptic usat per a observar objectes llunyans, que consta essencialment d’un mirall, que concentra els raigs lluminosos i forma una imatge de l’objecte, i d’una lent, que amplifica aquesta imatge.

Els telescopis són constituïts en essència per un tub un dels extrems del qual és obert i l’altre té un mirall còncau de forma parabòlica (mirall primari que fa el mateix paper que la lent objectiu de la ullera astronòmica. Aquest mirall té la propietat que els raigs de llum que arriben paral·lelament al seu eix, és a dir, que provenen d’un objecte situat a una distància infinita, com és el cas d’un estel, es reflecteixen en un mateix punt, anomenat focus. Els miralls parabòlics dels telescopis, quan hom observa un objecte molt llunyà, presenten dos avantatges principals respecte a les lents de les ulleres astronòmiques: no tenen aberració esfèrica ni tampoc aberració cromàtica. Cal assenyalar també que, atès que els raigs lluminosos que arriben a l’instrument no han de travessar cap lent, pràcticament no es produeix l’absorció de les radiacions de curta longitud d’ona. Un altre avantatge és que els telescopis reflectors són més curts i, per tant, més manejables que una ullera astronòmica que proporcioni el mateix augment, i no tan cars. Entre els desavantatges que presenta cal assenyalar que les imatges resulten mal enfocades quan els objectes que les produeixen no es troben en direccions molt pròximes a l’eix òptic. En un telescopi normal hom intenta de solucionar aquest defecte, denominat aberració de coma, col·locant dispositius òptics correctors al mateix ocular. En els telescopis, la imatge es forma davant el mirall, és a dir, a la regió per on arriba la llum incident. Això fa que, quan per a efectuar certs tipus d’anàlisi de la imatge cal col·locar algun aparell en aquesta regió, es produeix un blocatge d’una part de la llum recollida pel tub del telescopi. Per resoldre aquest problema foren ideats diversos dispositius, cadascun dels quals defineix un tipus de telescopi específic. Un d’ells és l’anomenat telescopi de Newton, al qual hom col·loca un mirall estret i petit entre l’objectiu i el focus i a molt poca distància d’aquest darrer. Aquest mirall reflecteix la llum cap a un costat del tub, i al punt on arriba hi ha una obertura proveïda d’un ocular per a observar la imatge. Un altre instrument, el telescopi de Herschel, aconsegueix això mateix sense emprar el mirallet del model de Newton. En aquest cas hom inclina l’eix del mirall parabòlic respecte a l’eix del tub, la qual cosa fa que la imatge es formi, com abans, a poca distància de la paret de l’instrument. Als grossos telescopis moderns el tub és una estructura metàl·lica de baix coeficient de dilatació per a evitar que els canvis de temperatura n’alterin la llargada i afectin doncs la distància entre els miralls o entre els miralls i els aparells d’anàlisi. Mantenint fix el mirall primari, molt pesant, aquesta estructura permet diverses combinacions dels elements més lleugers (miralls secundaris, miralls giratoris, càmeres, etc., instal·lats per mitjà d’una grua pont), cadascuna de les quals determina un sistema òptic concret. Els sistemes bàsics, adequats per a condicions d’observació específiques, són els següents. El sistema Cassegrain presenta un mirall hiperbòlic convex (mirall secundari) entre el focus del mirall primari o objectiu i aquest mateix mirall, i d’aquesta manera els raigs reflectits pel mirall objectiu tornen a reflectir-se i convergeixen novament cap a l’interior de l’aparell. Per observar la imatge hom fa una obertura al mirall gros per la qual passen els raigs de llum cap a la base de l’estructura, on hi ha la cabina d’observació. Una variant del Cassegrain és el sistema Gregory, que és igual que l’anterior, però amb la diferència que el mirall secundari és còncau en lloc de convex, i que és situat més enllà del focus. Aquest darrer sistema requereix un tub més llarg que el del sistema Cassegrain, però fa més fàcil d’aconseguir que el mirall secundari sigui òpticament satisfactori. El sistema coudé

telescopi Tres sistemes òptics sobre una muntura de ferradura

(colzat) comprèn essencialment un mirall secundari hiperbòlic convex, com el de Cassegrain, i un mirall pla com el que caracteritza el telescopi de Newton, que envia els raigs reflectits pel primer lateralment fora de l’estructura. El mirall pla no és estàtic, sinó que gira de manera que el punt on es forma la imatge sigui sempre el mateix, independentment del moviment del telescopi. Això fa que aquest sistema sigui emprat principalment quan la imatge ha d’ésser observada amb aparells molt voluminosos, com és ara un espectrògraf d’alta dispersió, perquè així aquests aparells poden restar sempre fixos. Un altre sistema, anomenat del primer focus o focus primari, consisteix simplement a col·locar una cabina (on hi ha els aparells analitzadors o enregistradors) dins l’estructura, al nivell del focus primari. En un telescopi d’uns quants metres de diàmetre aquest obstacle comporta una pèrdua negligible de llum, fins al punt que el sistema de focus primari sol ésser més apropiat que els anteriors per a objectes estel·lars de lluminositat molt tènue. Cal assenyalar l’existència d’un tipus d’instrument que combina els miralls amb les lents, el primer dels quals fou construït per Bernhard Schmidt l’any 1930. El mirall d’aquests aparells, denominats càmeres de Schmidt, és esfèric en lloc d’hiperbòlic, i, a més, solament rep la llum que passa per un diafragma situat al seu centre de curvatura. Amb tot això hom aconsegueix d’eliminar totalment l’aberració de coma, però, a la vegada, atès que el mirall és esfèric, hom torna a introduir l’aberració cromàtica que no tenien els miralls hiperbòlics. Per corregir aquesta darrera aberració, Schmidt col·locà una lent al diafragma amb unes dimensions apropiades per a complir la seva missió, però alhora prou prima per a no introduir noves aberracions que provoquessin distorsions a les imatges. El principal avantatge de les càmeres de Schmidt és que, a diferència dels telescopis normals, permeten d’obtenir excel·lents imatges de regions d’una gran extensió angular. Els miralls dels primitius telescopis eren fets d’un metall que era un aliatge del 68% de coure i el 32% d’estany. Aquest metall tenia l’inconvenient d’ésser molt trencadís, i únicament reflectia el 60% de la llum incident. A més, aquest poder reflector disminuïa ràpidament amb el temps, la qual cosa obligava a fer repetides operacions de brunyiment, d’una gran complicació, perquè calia fer-ho respectant la superfície òptica dels miralls. A partir de l’any 1850 hom començà a utilitzar miralls constituïts per un vidre cobert amb una pel·lícula d’argent molt prima, la qual proporciona una superfície altament reflectora. A més, quan la pel·lícula metàl·lica es deteriora, és possible de substituir-la per una altra sense que l’operació afecti la forma del vidre. Actualment hom sol emprar alumini en lloc d’argent, el qual és dipositat sobre la superfície del vidre mitjançant una destil·lació feta al buit. D’aquesta manera hom obté un factor de transmissió de la llum de l’ordre de 0,9 i fins i tot superior. Quan hom vol aconseguir que el mirall mantingui molt rigorosament la forma malgrat els canvis de temperatura, en lloc d’emprar el vidre com a base del mirall és utilitzat quars fos.

Col·laboració: 
JMVH
Llegir més...