Cassegrain

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.

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.

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.

História

Por volta de 1689, Isaac Newton inventou o primeiro telescópio refletor utilizando um espelho primário parabólico e um secundário plano.

Este design popular pelo nome de telescópio dobsoniano foi muito utilizado durante a década de 1960 devido ao baixo custo para confecção ou compra. Mas a maioria dos telescópios modernos possui a configuração refletora chamada de Cassegrain inventada em 1672 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.

Tipos de Montagem de Telescópios Cassegrain

O Cassegrain "Clássico"

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

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

Ver também

• Telescópio refractor
• Telescópio refletor
• Radiotelescópios
• Celestron