Cámara Schmidt

Una placa correctora Schmidt es una lente asférica que corrige la aberración esférica introducida por el espejo primario esférico de los telescopios Schmidt o Schmidt-Cassegrain . Fue inventada por Bernhard Schmidt en 1931, ^{[ 6 ]} aunque es posible que el astrónomo finlandés Yrjö Väisälä la haya inventado de forma independiente en 1924 (a veces llamada cámara Schmidt-Väisälä ). ^{[ 7 ]} Schmidt la introdujo originalmente como parte de un telescopio catadióptrico fotográfico de campo amplio , la cámara Schmidt. Actualmente se utiliza en varios otros diseños de telescopios, lentes de cámara y sistemas de proyección de imágenes que emplean un espejo primario esférico.

Función

Las placas correctoras de Schmidt funcionan porque son lentes asféricas con una aberración esférica igual pero opuesta a la de los espejos primarios esféricos frente a los que se colocan. Se ubican en el centro de curvatura " C " de los espejos para una cámara Schmidt pura y justo detrás del foco primario para una Schmidt-Cassegrain . La placa correctora de Schmidt es más gruesa en el centro y en el borde. Esto corrige la trayectoria de la luz, de modo que la luz reflejada desde la parte exterior del espejo y la luz reflejada desde la parte interior convergen en el mismo foco común " F ". La placa correctora de Schmidt solo corrige la aberración esférica; no modifica la distancia focal del sistema.

Los primeros telescopios Schmidt relativamente grandes se construyeron en el Observatorio de Hamburgo y en el Observatorio Palomar poco antes de la Segunda Guerra Mundial . Entre 1945 y 1980, se construyeron otros ocho telescopios Schmidt grandes (de 1 metro o más) en todo el mundo. ^{[ 14 ]}

Una cámara Schmidt particularmente famosa y productiva es el telescopio Oschin Schmidt del Observatorio Palomar , terminado en 1948. Este instrumento se utilizó en el Sondeo del Cielo del Observatorio Palomar de la National Geographic Society (POSS, 1958), el sondeo POSS-II, los sondeos de asteroides de Palomar-Leiden y otros proyectos.

El Observatorio Europeo Austral, con un telescopio Schmidt de 1 metro en La Silla , y el Consejo de Investigación Científica del Reino Unido , con un telescopio Schmidt de 1,2 metros en el Observatorio de Siding Spring, participaron en un estudio astronómico colaborativo para complementar el primer Estudio Astronómico de Palomar, centrándose en el hemisferio sur. Las mejoras técnicas desarrolladas durante este estudio impulsaron el desarrollo del Segundo Estudio Astronómico del Observatorio Palomar (POSS II). ^{[ 15 ]}

El telescopio utilizado en el proyecto LONEOS ( Lowell Observatory Near-Earth-Object Search ) es también una cámara Schmidt. El telescopio Schmidt del Observatorio Karl Schwarzschild es la cámara Schmidt más grande del mundo.

Un telescopio Schmidt fue el componente principal del satélite Hipparcos (1989-1993) de la Agencia Espacial Europea . Este se utilizó en el Sondeo Hipparcos, que cartografió las distancias de más de un millón de estrellas con una precisión sin precedentes: incluyó el 99 % de todas las estrellas hasta la magnitud 11. El espejo esférico utilizado en este telescopio era extremadamente preciso; si se ampliara al tamaño del Océano Atlántico , las protuberancias en su superficie tendrían unos 10  cm de altura. ^{[ 16 ]}

El fotómetro Kepler , instalado en el telescopio espacial Kepler de la NASA (2009-2018), es la cámara Schmidt más grande lanzada al espacio.

En 1977, en el Observatorio Yerkes , se utilizó un pequeño telescopio Schmidt para obtener una posición óptica precisa de la nebulosa planetaria NGC 7027, lo que permitió comparar fotografías y mapas de radio del objeto. ^{[ 17 ]}

A principios de la década de 1970, Celestron comercializó una cámara Schmidt de 8 pulgadas. La cámara venía enfocada de fábrica y estaba fabricada con materiales de baja dilatación térmica, por lo que no era necesario enfocarla en exteriores. Los primeros modelos requerían que el fotógrafo cortara y revelara cada fotograma de  la película de 35 mm, ya que el portapelículas solo podía contener un fotograma. Se fabricaron aproximadamente 300 cámaras Celestron Schmidt.

El sistema Schmidt fue popular, utilizado a la inversa, para sistemas de proyección de televisión , en particular el diseño Advent de Henry Kloss . ^{[ 18 ]} Se utilizaron grandes proyectores Schmidt en teatros, pero se fabricaron sistemas tan pequeños como de 8 pulgadas para uso doméstico y otros lugares pequeños.

En la década de 1930, Schmidt observó que la placa correctora podía sustituirse por una simple apertura en el centro de curvatura del espejo para una cámara lenta (con una relación focal numéricamente alta). Este diseño se utilizó para construir un modelo funcional a escala 1/8 del Schmidt de Palomar, con un campo de visión de 5°. ^{[ 28 ]} A esta configuración se le ha dado el retrónimo de «Schmidt sin lente».

Yrjö Väisälä diseñó originalmente una «cámara astronómica» similar a la «cámara Schmidt» de Bernhard Schmidt, pero el diseño no se publicó. Väisälä la mencionó en sus apuntes de clase en 1924 con una nota al pie: «plano focal esférico problemático». Una vez que Väisälä vio la publicación de Schmidt, resolvió rápidamente el problema del aplanamiento de campo en el diseño de Schmidt colocando una lente doblemente convexa ligeramente delante del portapelículas. Este sistema resultante se conoce como: cámara Schmidt-Väisälä o, a veces, cámara Väisälä .

En 1940, James Baker, de la Universidad de Harvard, modificó el diseño de la cámara Schmidt para incluir un espejo secundario convexo que reflejaba la luz hacia el espejo primario. La placa fotográfica se instalaba entonces cerca del espejo primario, apuntando hacia el cielo. Esta variante se conoce como cámara Baker-Schmidt.

El diseño Baker-Nunn, de Baker y Joseph Nunn , reemplaza la placa correctora de la cámara Baker-Schmidt con una pequeña lente correctora triplete más cercana al foco de la cámara. Utilizaba una  película de 55 mm de ancho derivada del proceso cinematográfico Cinemascope 55. ^{[ 29 ] [ 30 ]} Una docena de cámaras Baker-Nunn f/0.75 con aperturas de 20 pulgadas , cada una con un peso de 3,5 toneladas incluyendo una montura de ejes múltiples que le permitía seguir satélites en el cielo , fueron utilizadas por el Observatorio Astrofísico Smithsoniano para rastrear satélites artificiales desde junio de 1958 ^{[ 31 ]} hasta mediados de la década de 1970. ^{[ 32 ]}

Algunos telescopios Baker-Nunn fueron reutilizados para fines astronómicos después de que terminaron sus días de seguimiento de satélites. ^{[ 33 ]}

La cámara Mersenne-Schmidt consta de un espejo primario paraboloide cóncavo, un espejo secundario esférico convexo y un espejo terciario esférico cóncavo. Los dos primeros espejos (configuración Mersenne) cumplen la misma función que la placa correctora de la Schmidt convencional. Esta configuración fue inventada por Paul en 1935. ^{[ 35 ]} Un artículo posterior de Baker ^{[ 36 ]} introdujo el diseño Paul-Baker, una configuración similar pero con un plano focal plano. ^{[ 37 ]}

La adición de un espejo secundario plano a 45° del eje óptico del diseño Schmidt crea un telescopio Schmidt-Newtoniano .

La adición de un espejo secundario convexo al diseño de Schmidt, que dirige la luz a través de un orificio en el espejo primario, crea un telescopio Schmidt-Cassegrain .

Los dos últimos diseños son populares entre los fabricantes de telescopios porque son compactos y utilizan ópticas esféricas sencillas.