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]

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]

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:

${\displaystyle R_{1}=-{\frac {2DF}{F-B}}}$

e

${\displaystyle R_{2}=-{\frac {2DB}{F-B-D}}}$

onde

• ${\displaystyle F}$ é a efetividade do sistema focal
• ${\displaystyle B}$ é a distância do secundário para o foco
• ${\displaystyle D}$ é a distância entre os dois espelhos

Se ${\displaystyle B}$ e ${\displaystyle D}$ são conhecidos, o foco do espelho primário ${\displaystyle f_{1}}$, e a distância para o foco de trás do espelho primário ${\displaystyle b}$, temos ${\displaystyle D=f_{1}(F-b)/(F+f_{1})}$ e ${\displaystyle B=D+b}$.

A constante cônica do espelho primário é o mesmo que o da parábola ${\displaystyle K_{1}=-1}$, e a do espelho secundário ${\displaystyle K_{2}}$ é escolhida substituindo o foco no local desejado:

${\displaystyle K_{2}=-1-\alpha -{\sqrt {\alpha (\alpha +2)}}}$,

onde

${\displaystyle \alpha ={\frac {1}{2}}\left^{2}}$,

e ${\displaystyle M=(F-B)/D}$ é o aumento secundário.

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

• Telescópio refractor
• Telescópio refletor
• Radiotelescópios
• Celestron

Referências