ES2878025T3 - Telescopio compacto con una pluralidad de distancias focales compensadas por un espejo deformable - Google Patents

Abstract

Telescopio anastigmático con tres espejos asféricos que comprende al menos un primer espejo cóncavo (M1), un segundo espejo convexo (M2), un tercer espejo cóncavo (M3) y un detector (D), y que tiene un eje óptico (O), - los tres espejos están dispuestos de manera que el primer espejo (M1) y el segundo espejo (M2) forman una imagen intermedia de un objeto en el infinito situado entre el segundo espejo y el tercer espejo, y el tercer espejo (M3) forma a partir de esta imagen intermedia una imagen final en el plano focal del telescopio en el que está colocado el detector, teniendo el primer, segundo y tercer espejo una forma fija caracterizada por al menos un radio de curvatura y una conicidad el telescopio comprende además: - medios (5) para el desplazamiento lineal del tercer espejo (M3) sobre el eje óptico del telescopio (O) con el fin de variar la distancia focal del telescopio entre al menos una distancia focal mínima (fmin) y una distancia focal máxima (fmax), teniendo el telescopio en la distancia focal mínima una primera pupila de salida (PS1) en una primera posición (P1) y teniendo el telescopio en la distancia focal máxima una segunda pupila de salida (PS2) en una segunda posición (P2) caracterizado porque el telescopio comprende además: - un espejo deformable y controlable (MD) que tiene una superficie deformable y está dispuesto en una posición intermedia fija (Pm) entre la primera y la segunda posición, - medios (10, 10') para variar el recorrido óptico entre el espejo deformable (MD) y el detector (D) configurados de manera que el detector permanezca situado en el plano focal del telescopio, - el tercer espejo tiene una conicidad (c'3) determinada a partir de una conicidad inicial (c3), siendo la conicidad inicial (c3) determinada a partir de las ecuaciones de Korsch, siendo la conicidad (c'3) determinada de manera que el telescopio tenga, sin la presencia de dicho espejo deformable y para las distancias focales mínima y máxima, astigmatismo y aberraciones de coma que puedan ser compensadas por dicho espejo deformable (MD), - dicha posición intermedia fija (Pm) de dicho espejo deformable y la forma de su superficie, respectivamente, para los valores mínimo (Smin) y máximo (Smax) de la distancia focal, se determinan para corregir dichas aberraciones compensables y optimizar la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según un criterio predeterminado dicha forma de la superficie del espejo deformable comprende al menos una primera y una segunda categoría de aberración, siendo la primera categoría de aberración la aberración esférica de primer orden (Z9MD) y la segunda categoría de aberración el enfoque (Z4MD).

Description

DESCRIPCIÓN

Telescopio compacto con una pluralidad de distancias focales compensadas por un espejo deformable

Campo de la invención

El campo de la invención es el de los telescopios, en particular el de los telescopios de observación embarcados en satélites. Más concretamente, el campo de la invención se refiere a los sistemas catóptricos con grandes distancias focales.

Estado de la técnica

Los telescopios espaciales actuales son de distancia focal única. Un tipo de telescopio conocido es el telescopio Korsh. El telescopio Korsh, también llamado TMA (acrónimo de la expresión anglosajona “Three Mirors Anastigmat”), es un telescopio anastigmático de tres espejos asféricos (es decir, cóncavo-convexo-cóncavo) que incluye al menos un primer espejo cóncavo M1, un segundo espejo convexo M2 y un tercer espejo cóncavo M3. Los tres espejos son asféricos y tienen una forma clásica para un telescopio de este tipo. Los espejos primero, segundo y tercero M1, M2 y M3 son asféricos, de forma fija, estando cada espejo caracterizado por al menos dos parámetros, un radio de curvatura R y una cónica c.

Este sistema óptico tiene un eje óptico O bien conocido por el experto en la materia, definido por el rayo que pasa por el centro de la pupila de entrada Pe y perpendicular a esta pupila.

Los tres espejos M1, M2 y M3 están dispuestos de tal manera que el primer espejo y el segundo espejo forman una imagen intermedia de un objeto en el infinito situado entre el segundo espejo y el tercer espejo, formando el tercer espejo una imagen final de esta imagen intermedia en el plano focal del telescopio en el que se coloca un detector D. Es bien conocido por el experto en la materia que mediante la aplicación de las ecuaciones de Korsch se calculan fácilmente las posiciones y parámetros respectivos de los tres espejos. La solución teórica es de muy buena calidad, lo que constituye el interés de este tipo de telescopio.

La calidad de un sistema óptico se evalúa comparando la onda de luz ideal limitada por difracción con la onda de luz real a la salida del sistema óptico, teniendo en cuenta los defectos del sistema óptico por el que pasa. El análisis de la diferencia entre la onda teórica y la real permite identificar los tipos de defectos o aberraciones del sistema óptico. Se sabe que las principales aberraciones geométricas son: la aberración esférica, el astigmatismo, el coma, la curvatura de campo (desenfoque en el campo) y la distorsión.

Los polinomios, y más particularmente los polinomios de Zernike, se utilizan clásicamente para calificar más fácilmente los diversos tipos de aberraciones de un frente de onda (es decir, una superficie) a la salida de un sistema óptico.

Las superficies de Zernike son las más utilizadas. Una superficie de Zernike está definida en coordenadas polares en un espacio (p, 0, z), y si z(p, 0) representa la coordenada z de un punto de esa superficie, tenemos la relación

Siendo Zj un polinomio de Zernike de orden j y Cj la constante asociada a este polinomio, siendo j un índice que varía respectivamente entre 0 y un número entero, siendo k la constante de conicidad y c la curvatura de la superficie.

Cualquier superficie descompuesta según polinomios se denomina superficie 9-polinómica. Así, esta superficie se caracteriza por los valores de los coeficientes de estos polinomios.

El interés de la descomposición de las fuentes de onda en polinomios de Zernicke ortogonales es que cada polinomio de la base considerada corresponde a una categoría diferente de aberración. Así, es posible conocer la naturaleza de las aberraciones presentes en un frente de onda.

La tabla siguiente ilustra los diferentes polinomios "Fringe Zernike" en función de su orden (aquí de 1 a 16), así como el tipo de aberración correspondiente.

Adoptando la definición de los polinomios Fringe Zernike, los diferentes tipos de aberración corresponden a:

• el foco corresponde al término Z4,

• el astigmatismo corresponde a los términos Z5 y Z6,

• el coma en términos de Z7 y Z8 y

• la aberración esférica de primer orden en Z9.

• aberración esférica de segundo orden en Z16

Clásicamente, se conoce la mejora de la calidad de imagen de los instrumentos ópticos mediante la adición de un espejo deformable MD en la pupila de salida, comúnmente denominado superficie "free form" o de forma libre. Siendo la solución teórica del telescopio de 3 espejos de Korsch de muy buena calidad, el espejo deformable no interviene en la combinación óptica del telescopio y sólo se utiliza para compensar los defectos debidos a la imperfección de realización del sistema real en comparación con la solución teórica.

• en el suelo para compensar las turbulencias atmosféricas (aplicación histórica de los espejos deformables), • en vuelo para compensar los defectos del espejo M1. En efecto, siendo el espejo M1 complejo de realizar, el espejo deformable permite relajar las restricciones de realización, manteniendo un buen rendimiento. Del mismo modo, podemos permitirnos un espejo M1 más ligero y menos rígido, ya que sus deformaciones serán compensadas por el espejo deformable.

Así, un espejo deformable es típicamente utilizado en la pupila de salida para corregir las aberraciones constantes en el campo. Cuando se coloca en la pupila de un instrumento, la deformación del espejo deformable añadiendo un polinomio de Zernike introduce aberraciones constantes en el campo. Por ejemplo, si se introduce un valor distinto de cero para el polinomio Z5 en el espejo deformable, todos los puntos del campo se verán afectados por el astigmatismo.

La figura 1 ilustra un telescopio de tipo Korsch 10 que tiene un espejo deformable MD dispuesto en la pupila de salida Ps del telescopio.

La superficie S que debe darse al espejo deformable para permitir la corrección de los defectos se denomina superficie de "free form", lo que significa que no tiene simetría de revolución.

Hay diferentes definiciones de superficies freeform. En general, cada definición responde a una necesidad particular, se adapta a un modo de cálculo y de optimización específico. Sea cual sea la formulación matemática utilizada para definir una superficie "freeform”, se puede pasar de una formulación a otra mediante una conversión matemática. En otras palabras, la misma superficie "freeform” puede definirse mediante varias formulaciones matemáticas. Como ejemplos, las definiciones matemáticas de una superficie "freeform” pueden ser las siguientes:

Superficie "freeform” definida por polinomios XY. Claramente, estando esta superficie definida en un espacio (x, y, z), si z(x, y) representa la coordenada z de un punto de esta superficie, tenemos la relación:

c es la curvatura de la superficie, k es la constante de conicidad, Ai son constantes, i, j y k son índices que varían respectivamente entre 0 y tres enteros.

Esta superficie corresponde a una extensión de la definición clásica de las superficies asféricas, generalizándola a una superficie sin simetría de revolución;

• Superficie ”freeform” definida por 9 polinomios, como los polinomios de Zernike definidos anteriormente o los polinomios de Q-Forbes

La publicación de G.W. Forbes titulada "Characterizing the shape of freeform optics" 30.01.2012/Vol.20, No.

3/Optics Express 2483 describe superficies definidas por los phi-polinomios de Q-Forbes.

• Superficie Freeform definida por ecuaciones locales de subsuperficies “freeform” de diferente definición.

• Superficie Freeform definida por descripciones híbridas como, por ejemplo, las superficies que mezclan superficies phi-polinómicas y las denominadas "NURBS", acrónimo que significa "Non-Uniform Rational Basis Splines" o superficies "B-Splines Racionales No Uniformes".

El espejo MD es deformable y controlable, es decir, se puede obtener cualquier superficie deseada controlando el espejo, calculándose la superficie deseada del MD para compensar los defectos del sistema real. La superficie deseada se descompone utilizando los polinomios, y esta superficie se genera aplicando los coeficientes correctos de forma controlada a través del sistema de control del espejo. La forma de la superficie puede entonces cambiarse modificando los valores de los coeficientes.

Así, es posible introducir las aberraciones deseadas en el diseño controlando directamente el valor de los coeficientes Cj.

Un ejemplo de espejo MD es un espejo deformable MADRAS: Espejo Activo Deformable y Regulado para Aplicaciones Espaciales.

Puede ser interesante poder cambiar la distancia focal en vuelo. En efecto, cambiar la distancia focal en vuelo permite modificar el campo de visión y/o la resolución de la imagen con un solo instrumento.

Actualmente existen dos familias de telescopios:

• telescopios bifocales, que pueden obtener imágenes de alta resolución pero en un campo estrecho o en un campo amplio pero con menor resolución, y

• telescopios con zoom reflector continuo que permiten un cambio de distancia focal en vuelo.

Como ejemplos de telescopios bifocales, se pueden citar los que se basan en la separación de un canal común en dos canales de distinta distancia focal. La separación puede hacerse de forma espectral: el mismo campo se separa mediante una lámina dicroica si el dominio de la longitud de onda permite esta separación espectral (ej.: visible e infrarrojo). Puede hacerse separando el flujo recibido en flujo reflejado y transmitido, mediante una densidad óptica si la gama de longitudes de onda no está disociada (por ejemplo, 50% del flujo es reflejado, 50% transmitido).

Ventajas de estas soluciones bifocales con separación de canal común:

• Función bifocal simultánea,

• Observación de un campo de visión común.

Desventajas de estas soluciones:

• Adición de elementos ópticos (lámina dicroica/densidad espejos/lentes específicos para cada canal), • Detectores específicos para cada canal,

• Si la gama espectral de los canales no está disociada, una parte importante del flujo debe perderse,

• Sólo bifocales.

Otro ejemplo son los telescopios de separación de campos de visión: los dos canales no tienen el mismo campo de visión.

Ventaja de estas soluciones bifocales con separación en el campo de visión:

• función bifocal simultánea.

Desventajas de estas soluciones:

• Incorporación de elementos ópticos: espejos/lentes específicos para cada canal,

• Detectores específicos para cada canal,

• Observación de un campo de visión diferente,

• Sólo bifocales.

Otra solución bifocal descrita en la patente US 6084727 permite modificar la distancia focal del telescopio mediante la inserción de elementos reflectantes en la trayectoria óptica.

Ventajas de esta solución de inserción de elementos reflectantes:

• Un solo detector,

• Observación de un campo común.

Desventajas de esta solución:

• Adición de elementos ópticos: espejos específicos para uno de los canales,

• Sólo bifocales,

• Función bifocal no simultánea.

Como ejemplo de telescopio con zoom continuo de reflexión, podemos citar el telescopio descrito en la patente US 6333811; se basa en un telescopio de tipo Cassegrain con recuperación de imagen cuyo aumento es variable, lo que permite obtener un zoom continuo.

Ventajas de esta solución:

• Un solo detector,

• Zoom continuo,

• Observación de un campo común,

• No hay cambios en la forma de los espejos.

Desventajas de esta solución:

• El número de espejos: 7 espejos, incluyendo 3 asféricos, 2 "freefonri” y 1 espejo plano de deflexión,

• Desplazamiento de dos espejos freeforms cuyo posicionamiento puede ser sensible,

• Telescopio del tipo Cassegrain, por lo tanto con campo de visión limitado.

También hay objetivos de zoom que utilizan espejos de radio de curvatura deformable, un ejemplo de los cuales se ilustra en la publicación de Kristof Seidl et al. "Wide field-of-view all-reflective objectives designed for multispectral image acquisition in photogrammetric applications".

Ventajas de esta solución:

• Un solo detector,

• Zoom continuo,

• Observación de un campo común,

• No se desplazan los espejos.

Desventajas de esta solución:

• Demasiado voluminoso para distancias focales largas, por ejemplo, más de 10 m,

• Los espejos deformables sólo funcionan para espejos esféricos con diámetros pequeños del orden de unos pocos centímetros: por lo tanto, no son compatibles con los tamaños de pupila de los telescopios espaciales que suelen ser mayores de 0,5 m.

Otros telescopios convencionales se divulgan en los documentos US4993818, EP1637914, US5144476, así como en ZHAO XIN et al: "Three mirror anastigmatic zoom system using deformable mirrors", INTERNATIONAL SYMPOSIUM ON PHOTOELECTRONIC DETECTION AND IMAGING 2011: SPACE EXPLORATION TECHNOLOGIES AND APPLICATIONS, SPIE, 100020th ST. BELLINGHAM WA 98225-6705 USA, vol. 8196, n° 1, 9 de junio de 2011, páginas 1-8.

Uno de los objetivos de la presente invención es superar los inconvenientes mencionados proponiendo un telescopio compacto, mono-detector, multifocal y de tres espejos, que funciona para diámetros de pupila grandes, con un campo de visión mayor que el de un Cassegrain (>1°), y que presenta una calidad de imagen muy alta para todas las distancias focales.

Descripción de la invención

La presente invención se refiere a un telescopio como se define en la reivindicación independiente 1, así como a un procedimiento para determinar los parámetros de un telescopio como se define en la reivindicación independiente 10.

Preferiblemente, la forma de la superficie del espejo deformable comprende además una aberración esférica de segundo orden para mejorar aún más la calidad de la imagen según dicho criterio.

Ventajosamente, la nueva conicidad se desvía de la conicidad inicial en más del 5% y menos del 30%.

Según una realización, una nueva conicidad del primer espejo y una nueva conicidad del segundo espejo se determinan a partir de una conicidad inicial del primer espejo y una conicidad inicial del segundo espejo, respectivamente, determinándose las conicidades iniciales a partir de las ecuaciones de Korsch, determinándose las nuevas conicidades para mejorar aún más la calidad de la imagen de dicho telescopio según dicho criterio.

Preferentemente la superficie del espejo deformable se define a partir de coeficientes de polinomios. Ventajosamente los coeficientes son los coeficientes de los polinomios de Fringe Zernike.

Según una realización se define:

• un astigmatismo positivo como el que un foco tangencial se sitúa ante un foco sagital,

• un astigmatismo negativo como un astigmatismo en el que un foco sagital se sitúa ante un foco tangencial, • un coma positivo como un coma para el cual la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola se aleja del eje óptico y,

• un coma negativo como un coma para el que la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola se dirige hacia el eje óptico,

siendo las aberraciones compensables astigmatismo positivo y coma positivo para la distancia focal máxima, astigmatismo positivo y coma negativo para la distancia focal mínima.

Según una realización, la nueva conicidad del tercer espejo se determina para modificar el signo del astigmatismo del telescopio para la distancia focal mínima, sin la presencia del espejo deformable.

Preferiblemente el criterio predeterminado es minimizar un error de forma de onda.

Según una realización, el telescopio según la invención tiene una pluralidad de distancias focales intermedias, calculándose la forma de la superficie del espejo deformable asociada a cada distancia focal intermedia a partir de la forma de la superficie para los valores mínimo y máximo de la distancia focal.

Otras características, propósitos y ventajas de la presente invención se harán evidentes a partir de la siguiente descripción detallada y a la vista de los dibujos adjuntos que se dan como ejemplos no limitantes y en los cuales:

La figura 1 ya citada, ilustra un telescopio de tipo Korsch monofocal con un espejo deformable en la pupila de salida del telescopio.

La figura 2 ilustra un telescopio multifocal de tipo Korsch visto en un plano YZ, cuya distancia focal se hace variable desplazando el tercer espejo sobre el eje óptico. La figura 2a describe el sistema óptico para la distancia focal máxima y la figura 2b describe el sistema óptico para la distancia focal mínima.

La figura 3 ilustra el telescopio de la figura 2 visto en el plano XZ, la figura 3a describe el sistema óptico para la distancia focal máxima y la figura 3b describe el sistema óptico para la distancia focal mínima. La figura 4a describe una primera variante de los medios para variar el camino óptico entre el tercer espejo y el detector D.

La figura 4b ilustra una segunda variante del medio para variar el camino óptico entre el tercer espejo y el detector D en el que el detector D está fijo, el medio para variar el camino óptico que comprende dos espejos T1 y T2 en forma de tejado, para una posición del espejo T2.

La figura 4c ilustra la segunda variante del medio de variación del camino óptico entre el tercer espejo y el detector D en el que el detector D está fijo, el medio de variación del camino óptico que comprende dos espejos T1 y T2 en forma de tejado, para otra posición del espejo T2.

La figura 5 ilustra las aberraciones presentes en el plano focal para el telescopio bifocal cuyos espejos asféricos M1, M2 y M3 tienen los parámetros iniciales obtenidos al resolver las ecuaciones de Korsch. La figura 5a ilustra estas aberraciones cuando el telescopio funciona a la máxima distancia focal, y la figura 5b ilustra estas aberraciones cuando el telescopio funciona a la mínima distancia focal.

La figura 6 describe la convención de signos utilizada para algunas categorías de aberraciones.

La figura 7 muestra esquemáticamente un telescopio tipo Korsh según la invención.

La figura 8 ilustra, para el sistema inicial, las aberraciones resultantes tras la introducción de la aberración esférica Z9^md en un espejo deformable en función de su posición relativa con respecto a la pupila de salida efectiva, cuando el MD está dispuesto aguas abajo de la pupila de salida efectiva. La figura 8a corresponde a Z9^md <0 y la figura 8b a Z9^md >0.

La figura 9 ilustra, para el sistema inicial, las aberraciones resultantes tras la introducción de la aberración esférica Z9^md en un espejo deformable en función de su posición relativa con respecto a la pupila de salida efectiva, cuando el MD está situado aguas arriba de la pupila de salida efectiva. La figura 9a corresponde a Z9^md <0 y la figura 9b a Z9^md >0.

La figura 10 describe la evolución del valor medio del astigmatismo del telescopio en función del valor de la conicidad del M3.

La figura 11 ilustra las diferentes aberraciones presentes en el plano focal del telescopio, con M3 con una conicidad c'3=-0,52. La figura 11a muestra las diferentes aberraciones para la distancia focal máxima y la figura 11b para la distancia focal mínima.

La figura 12 muestra la evolución del valor cuadrático medio del error de forma de onda WFE RMS en función del valor de conicidad u M3.

La figura 13 ilustra las diferentes aberraciones en el plano focal de un telescopio según la invención, teniendo el telescopio una nueva conicidad c'3 del espejo M3, y para el espejo deformable, una posición intermedia Pm y valores optimizados de Z9^md y Z4^md (Z9MD/max y Z9MD/min; Z4MD/max y Z4MD/min). La figura 13a muestra las diferentes aberraciones para la distancia focal máxima y la figura 13b para la distancia focal mínima.

La figura 14 describe la variación del enfoque medio <Z4> del telescopio de 3 espejos sin espejo deformable en función del valor de la cónica de M3.

La figura 15 muestra la evolución de las principales aberraciones en función del valor de la conicidad de M2, para las distancias focales mínima y máxima.

La figura 16 muestra la evolución de las principales aberraciones en función del valor de la conicidad de M1 para las distancias focales mínima y máxima.

La figura 17 ilustra las diferentes aberraciones en el plano focal de un telescopio según la invención, teniendo el telescopio nuevas conicidades c'1, c'2 y c'3 respectivamente de los espejos M1, M2 y M3, y para el espejo deformable MD, una posición intermedia Pm y valores optimizados de Z9^md, Z4^md y Z16^md. La figura 17a muestra las diferentes aberraciones para la distancia focal máxima y la figura 17b para la distancia focal mínima.

La figura 18 ilustra el procedimiento de determinación de los parámetros de un telescopio anastigmático según la invención

La figura 19 muestra la evolución de la WFE promediada en las diferentes distancias focales, después de cada etapa del procedimiento.

Descripción detallada de la invención

Describiremos en primer lugar un telescopio del tipo Korsch realizado con distancia focal variable. Las figuras 2 y 3 describen un telescopio 20 de tipo Korsch con 3 espejos multifocales o con función de zoom, cuya distancia focal se hace variable desplazando el tercer espejo M3 sobre el eje óptico del telescopio O con la ayuda de medios de desplazamiento lineal 5. El documento US 4993818 describe brevemente el principio de este sistema.

El desplazamiento del espejo M3 entre dos posiciones extremas Pmin y Pmax permite conseguir una distancia focal variable entre una distancia focal mínima fmin y una distancia focal máxima fmax respectivamente. Un objetivo zoom es un instrumento que comprende al menos dos distancias focales fmin y fmax, y que es capaz de funcionar a distancias focales intermedias mediante el desplazamiento del espejo M3.

Según una variante, el telescopio comprende sólo dos distancias focales, fmin y fmax, y entonces se denomina bifocal.

La figura 2 ilustra el telescopio visto desde un lado en un plano YZ, la figura 2a ilustra el telescopio operando a la distancia focal máxima y la figura 2b a la distancia focal mínima. La figura 3 ilustra el telescopio visto lateralmente en un plano XZ, la figura 3a ilustra el telescopio funcionando a la máxima distancia focal y la figura 3b ilustra el telescopio funcionando a la mínima distancia focal.

Para M3 en una de las posiciones extremas Pmin, el telescopio tiene la distancia focal mínima fmin, una primera pupila de salida PS1 en una primera posición P1 y un plano focal PFmin (Figuras 2b, 3b). Para M3 en la otra posición extrema Pmax, el telescopio tiene la distancia focal máxima fmax, una segunda pupila de salida PS2 en una segunda posición P2 y un plano focal Pmax (Figuras 2a, 3a).

Dado que la posición del plano focal del telescopio varía con la distancia focal, es aconsejable integrar medios para variar el camino óptico entre el tercer espejo M3 y el detector D configurados de manera que el detector permanezca posicionado en el plano focal del telescopio. Estos medios se describen a continuación para el caso de un telescopio multifocal estándar 20, y se aplicarán más adelante a un telescopio según la invención.

Según una primera variante, los medios para variar el recorrido óptico entre el tercer espejo M3 y el detector D comprenden medios para trasladar 10 el detector D a lo largo del eje óptico O y a lo largo del eje Y definido en las figuras 2a, 2a), como se ilustra en la figura 4a.

Según una segunda variante ilustrada en las figuras 4b y 4c, el detector D es fijo y los medios para variar la trayectoria óptica comprenden dos espejos T1, T2 en forma de tejado (es decir, con dos caras a aproximadamente 90° entre sí) situados entre el tercer espejo M3 y el detector D, y medios 10' para la traslación lineal de uno de los dos espejos en forma de tejado, T2 en el ejemplo, permaneciendo el otro fijo, a lo largo de un eje no paralelo al eje óptico, a fin de variar la trayectoria óptica. Las pendientes de T1, preferiblemente de 45°, no son necesariamente paralelas a las de T2. La figura 4b ilustra una primera posición del espejo de tejado T2 correspondiente a una primera posición del espejo M3 (distancia focal corta), y la figura 4c ilustra una segunda posición del espejo de tejado T2 correspondiente a una segunda posición del espejo M3 (distancia focal más larga). Un espejo plano M0 permite doblar el haz para mejorar la legibilidad del sistema óptico global.

Para entender el camino que condujo a la invención, describiremos primero cómo calcular un telescopio con zoom de tipo Korsch. Determinamos los parámetros denominados iniciales del primer, segundo y tercer espejo compatibles con la distancia focal mínima fmin y la distancia focal máxima fmax, con un software de optimización óptica conocido en el estado de la técnica.

Así, utilizando las ecuaciones de Korsch, determinamos los radios de curvatura y las cónicas iniciales para las dos distancias focales extremas de nuestro zoom.

Por ejemplo, es posible satisfacer las ecuaciones de Korsch simultáneamente para ambas distancias focales fmin y fmax teniendo un radio de curvatura M1 idéntico para las 2 distancias focales.

El punto de partida está constituido por los valores: R1, R2_fmax, R2_fmin, R3_fmax, R3_fmin, C1_fmax, C1_fmin, C2_fmax, C2_fmin, C3_fmax, C3_fmin.

El resto de la optimización consiste en restringir los radios de curvatura y la conicidad para que sean idénticos para las 2 distancias focales extremas.

La optimización se realiza de forma clásica utilizando software de cálculo óptico (CodeV, Zemax, Oslo,...). Estos programas funcionan según el principio de minimización de una función de error. Normalmente, la función de error incluye la calidad de la imagen en el plano focal y la restricción de las distancias focales fmin y fmax.

Así, con una primera optimización de la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según un criterio predeterminado, acabamos con los parámetros iniciales:

Radios de curvatura iniciales: R1, R2, R3 para M1, M2 y M3 respectivamente Cónicas iniciales: C1, C2, C3 para M1, M2 y M3 respectivamente

El criterio predeterminado consiste, por ejemplo, en minimizar un error de forma de onda o WFE por Wave Front Error en inglés, promediado sobre una pluralidad de puntos del campo, que es bien conocido por los expertos en la materia, típicamente se busca minimizar el valor cuadrático medio o WFE RMS.

En este tipo de solución, las formas de los espejos M1, M2 y M3, definidas por los parámetros radio de curvatura y constante de conicidad, satisfacen las ecuaciones establecidas por M. Korsch para obtener una solución aplanática y anastigmática, sin curvatura de campo. Sin embargo, estas ecuaciones no pueden resolverse rigurosamente de forma simultánea para las dos distancias focales extremas fmin y fmax.

Es un compromiso y la calidad de la imagen se ve afectada. La calidad de la imagen sigue siendo aceptable para los telescopios con poca limitación de volumen (es decir, para los que los rayos inciden en los espejos con ángulos pequeños). En el ámbito espacial, la restricción de volumen es primordial. Por lo tanto, esta solución no es viable para los instrumentos espaciales de gran distancia focal y tamaño de pupila en los que los rayos inciden en los espejos con ángulos elevados.

Un ejemplo ilustrativo es un telescopio bifocal con:

Distancia focal máxima = 37,5 m

Distancia focal mínima: 15 m

Relación de zoom: 2,5

Diámetro del espejo M1: 1,1 m

Distancia entre M1 y M2: 1600 mm

Distancia entre las dos posiciones extremas de M3: 250 mm

Distancia entre PS1 y PS2: 250 mm

Distancia entre PFmax y PFmin: 1600 mm (PF: plano focal).

La etapa de determinación de los parámetros iniciales mediante una primera optimización como la descrita anteriormente da como resultado una configuración inicial del telescopio con los siguientes valores:

R1 = 4000 mm C1 = -1

R2 = 1000 mm C2 =-2,1

R3 = 1200 mm C3 = -0,61

La figura 5 ilustra las aberraciones presentes en el plano focal (posición del detector) para el telescopio bifocal con los tres espejos asféricos M1, M2 y M3 que tienen los parámetros iniciales obtenidos mediante la resolución de las ecuaciones de Korsch como se ha explicado anteriormente.

La figura 5a muestra las aberraciones para la distancia focal máxima fmax, y la figura 5b para la distancia focal mínima fmin.

Como recordatorio, el enfoque corresponde a Z4, el astigmatismo a Z5 y Z6 (Z5/6), el coma a Z7 y Z8 (Z7/8) y la aberración esférica a Z9.

Para caracterizar con mayor precisión las diferentes categorías de aberraciones estudiadas, adoptaremos una convención de signos ilustrada en la figura 6Denominaremos:

• astigmatismo "radial": astigmatismo cuyo foco tangencial se sitúa ante el foco sagital. En lo sucesivo, este astigmatismo se considerará por convención como positivo y se anotará A+;

• astigmatismo "tangencial": astigmatismo cuyo foco sagital se sitúa ante el foco tangencial. En lo sucesivo, este astigmatismo se considerará por convención como negativo y se anotará A-.

• coma "externo": coma en el que la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola (parte más ancha) se aleja del eje óptico. Se trata del coma creado por una lente bifocal. En lo sucesivo, este coma se considerará por convención como positivo, y se anotará C+;

• coma "interno": coma en el que la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola se dirige hacia el eje óptico. En lo sucesivo, este coma se considerará por convención como negativo y se anotará C-Se puede observar en la figura 5 que estas aberraciones, a excepción de la aberración esférica Z9, son variables en el campo (X, Y) del telescopio. Las aberraciones dominantes para esta configuración inicial del telescopio son: Aberraciones dominantes iniciales para la distancia focal máxima (Figura 5a): Astigmatismo (Z5/6) >0 anotado A+, y Coma (Z7/8) >0 anotado C+ Aberraciones dominantes iniciales para una distancia focal mínima (Figura 5b): Astigmatismo (Z5/6) <0 anotado A- y Coma (Z7/8) <anotado C-El telescopio en este estado no puede ser utilizado debido a las aberraciones demasiado importantes.

El telescopio tipo Korsh 30 según la invención, ilustrado en la figura 7, es un telescopio 20 como el ilustrado en las figuras 2 a 4 y que además comprende un espejo deformable MD como se ha descrito anteriormente. Un telescopio de este tipo puede utilizarse en un entorno espacial, pero también en tierra para la observación o la vigilancia.

Para limitar el tamaño del espejo deformable MD, éste está dispuesto en una posición intermedia fija Pm situada entre la primera posición P1 de la pupila de salida PS1 (distancia focal mínima) y la segunda posición P2 de la pupila de salida PS2 (distancia focal máxima).

Los medios de variación de la trayectoria óptica configurados para que el detector permanezca posicionado en el plano focal del telescopio, como se ha descrito anteriormente (por ejemplo 10 y 10') están entonces dispuestos entre el espejo deformable MD y el detector D, como se ilustra en la figura 7.

En el caso de un telescopio 30 según la invención, la pupila de salida no está fijada en función de la distancia focal del zoom. La pupila de salida se desplaza (orden de magnitud ~200mm) en función de la distancia focal elegida: el espejo deformable MD no puede, por tanto, utilizarse como pupila de salida para todas las distancias focales, y su posición respecto a la pupila de salida efectiva varía en función de la distancia focal elegida. Esto tiene un impacto muy importante: dados los órdenes de magnitud del desplazamiento de la pupila de salida, el espejo deformable funcionará en el campo: el impacto de las aberraciones aplicadas por la deformación de la superficie del espejo MD para tratar de compensar las aberraciones del sistema, como se ilustra en la figura 5, ya no es constante en el campo. Así, las aberraciones aplicadas al espejo deformable crearán nuevas aberraciones en el sistema. Por ejemplo, como se explica más adelante, la introducción de la aberración esférica en el espejo deformable, que está lejos de la pupila de salida, introduce el astigmatismo y el coma en el telescopio en proporciones mucho mayores que la aberración esférica.

Estudiemos ahora qué aberraciones pueden ser corregidas por un espejo deformable colocado en la zona interpupilar.

Para lo que sigue, es importante no confundir las aberraciones del telescopio, correspondientes a los defectos del telescopio como sistema óptico, y las aberraciones introducidas en la forma del espejo deformable, señaladas con el índice MD.

La figura 8 ilustra, para el sistema inicial, las aberraciones resultantes tras la introducción de la aberración esférica en el espejo deformable Z9^md (Z9^md>0 para la figura 8a y Z9^md<0 para la figura 8b), en función de su posición relativa con respecto a la pupila de salida efectiva PS, cuando está situado aguas abajo de PS con respecto al espejo M3.

La figura 9 ilustra, para el sistema inicial, las aberraciones resultantes tras la introducción de la aberración esférica Z9^md en el espejo deformable, con Z9^md>0 para la figura 9a y Z9^md<0 para la figura 9b, en función de su posición relativa con respecto a la pupila de salida efectiva PS, cuando está situada aguas arriba de PS con respecto al espejo M3

El espejo MD, situado entre P1 y P2, está ubicado según la figura 8 para la distancia focal máxima (aguas abajo de PS2 con respecto a M3) y según la figura 9 para la distancia focal mínima (aguas arriba de PS1 con respecto a M3). Se puede observar en las figuras 8 y 9 que la introducción de la aberración esférica Z9^md en el espejo deformable MD introduce aberraciones como el astigmatismo y el coma en el telescopio. Esto significa que el espejo deformable MD puede compensar las aberraciones opuestas a las creadas por Z9^md.

De la figura 8 se deduce que para la distancia focal máxima fmax:

• introducir Z9^md >0 crea astigmatismo <0 y coma <0, lo que permite corregir el astigmatismo >0 y el coma >0 • introducir Z9^md <0 crea astigmatismo >0 y coma >0, lo que permite corregir el astigmatismo <0 y el coma <0 De la figura 9 se deduce que para la distancia focal min fmin:

• introducir Z9^md >0 crea astigmatismo <0 y coma >0, lo que permite corregir el astigmatismo >0 y el coma <0 • introducir Z9^md <0 crea astigmatismo >0 y coma <0 que permite la corrección del astigmatismo <0 y del coma >0 Así, colocando el espejo deformable MD entre P1 y P2, del Z9^md de un signo dado permite corregir simultáneamente las dos distancias focales extremas, el astigmatismo del mismo signo dado y el coma del signo opuesto.

Por ejemplo, Z9^md >0 permite corregir A+ y C+ para fmax y A+ y C- para fmin.

Esta capacidad de corrección no es compatible con el sistema inicial cuyas aberraciones a corregir se ilustran en la figura 5.

Así, aplicando al telescopio bifocal un procedimiento clásico de optimización de sus parámetros mediante las ecuaciones de Korsch (configuración inicial del telescopio de 3 espejos) e intentando compensar las aberraciones mediante un espejo deformable, llegamos a un callejón sin salida: lel MD colocado en la zona interpupilar no puede corregir simultáneamente el astigmatismo y el coma presentes en el sistema que opera a las distancias focales mínima y máxima

Después de numerosos cálculos, se ha identificado una manera de producir un telescopio con zoom de tipo Korsch con muy buena calidad de imagen.

En el telescopio 30 según la invención, el tercer espejo M3 tiene una nueva conicidad c'3 determinada a partir de la conicidad inicial c3 (calculada a partir de las ecuaciones de Korsch durante la primera optimización como se ha explicado anteriormente).

La nueva conicidad c'3 se determina de manera que el telescopio anastigmático de tres espejos asféricos tenga, sin la presencia del MD, y para las distancias focales mínima y máxima, aberraciones compensables por el MD.

Teniendo en cuenta la enseñanza de las figuras 8 y 9, se busca obtener una configuración del telescopio M1/M2/M3 (sin MD) que presente:

Para la distancia focal máxima: astigmatismo positivo A+ y coma positivo C+

Para la distancia focal mínima: astigmatismo positivo A+ y coma negativo C-En la figura 5 se ve que el astigmatismo para la distancia focal mínima es negativo. La nueva conicidad c'3 se determina así para modificar el signo del astigmatismo del telescopio sin la presencia del espejo deformable, para la distancia focal mínima, es decir, para transformar el astigmatismo negativo del sistema en un astigmatismo positivo para la distancia focal mínima.

La figura 10 describe la evolución del valor medio del astigmatismo del telescopio de 3 espejos (sin el MD) <Z5/6> según una unidad arbitraria, para la distancia focal mínima (curva 11) y la distancia focal máxima (curva 12), en función del valor de la conicidad de M3. Encontramos para la conicidad inicial c3= -0,61 un astigmatismo positivo para fmax y negativo para fmin.

Esta figura muestra la existencia de un valor de c'3inf para el que se invierte el signo del astigmatismo para la distancia focal mínima, aquí -0,56. Para una nueva conicidad c'3 mayor o igual a c'3inf, el astigmatismo de la distancia focal mínima cambia de signo, y el nuevo valor de c'3 no puede desviarse demasiado del valor inicial c3 para mantener la convergencia del sistema óptico.

A continuación se realiza una segunda optimización de la calidad de la imagen, a partir del valor c'3inf, para determinar la nueva conicidad c'3, la posición intermedia Pm de MD, así como las formas de su superficie, Smin para fmin y Smax para fmax que permiten obtener la mejor calidad de imagen según el criterio predeterminado. Con el conocimiento a priori de las aberraciones susceptibles de ser compensadas por el espejo, como se ilustra en las figuras 8 y 9, se sabe que la forma de la superficie S del espejo deformable MD capaz de compensar las aberraciones del sistema óptico que comprende M1, M2 y M3 de conicidad c'3, debe comprender un primer tipo de aberración, aquí en el ejemplo de la aberración esférica de primer orden Z9^md, y más particularmente la Z9^md positiva.

Así, el valor exacto de mi nueva conicidad c'3, la posición intermedia fija Pm del espejo deformable, común a las dos distancias focales, y las formas de la superficie MD, Smin para fmin y Smax para fmax, se determinan mediante una segunda optimización de los recorridos ópticos en el instrumento para corregir las aberraciones del telescopio de 3 espejos que tienen una nueva conicidad c'3 y para optimizar la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según el criterio predeterminado, típicamente la minimización de un error de frente de onda WFE.

La modificación de la conicidad de M3 permite invertir el signo del astigmatismo de la distancia focal mínima y, por lo tanto, introduce aberraciones en el sistema óptico de tal manera que las aberraciones resultantes del sistema óptico son compensables por un MD en una posición fija en la zona interpupilar. Preferentemente, las aberraciones introducidas por c'3 (sin MD) son el astigmatismo y el coma.

La figura 11 ilustra las diferentes aberraciones presentes en el plano focal del telescopio de 3 espejos cuyo M3 tiene la conicidad c'3 = -0,52

El nuevo valor c'3 de la cónica del M3 permite obtener un astigmatismo positivo para todas las distancias focales y comas opuestos para las distancias focales extremas.

En el ejemplo, la nueva conicidad c'3 se desvía aproximadamente un 20% del valor de la conicidad inicial c3.

Preferiblemente, la nueva conicidad c'3 se desvía de la conicidad inicial c3 en más de un 5% y menos de un 30%. La figura 12 ilustra la evolución del valor cuadrático medio del error de forma de onda WFE RMS en función del valor de conicidad del M3, para las distancias focales mínima (curva 15) y máxima (curva 16). Se puede observar que la conicidad inicial c3 correspondía al valor de calidad de imagen optimizado, un nuevo valor de conicidad c'3 superior a -0,56 da lugar a un aumento de la WFE, es decir, a una disminución de la calidad de imagen. El cambio en el valor de la conicidad de M3 no responde a una necesidad de calidad de imagen, pero permite obtener aberraciones compensadas por el MD. Se trata de una desviación de la calidad de imagen óptima para permitir la corrección de las aberraciones.

La introducción de la aberración esférica Z9^md en el espejo deformable reducirá en gran medida el Z7/8 (coma) y Z5/6 (astigmatismo) del sistema, pero no reducirá el enfoque Z4. Por el contrario, Z9^md también conducirá a un aumento del Z4 del telescopio, como se ilustra en la figura 14, que describe la variación del foco medio <Z4> del sistema (telescopio de 3 espejos sin MD) en función del valor de la cónica de M3, para la distancia focal mínima (curva 17) y la distancia focal máxima (curva 18): se puede ver que el foco ^z4 aumenta significativamente, especialmente para la distancia focal mínima.

Por lo tanto, es necesario introducir un segundo tipo de aberración en la forma de la superficie del MD, para compensar el enfoque presente en el sistema.

En el ejemplo, se introduce el enfoque Z4^md para compensar el Z4 del sistema (el que está presente inicialmente y el que introduce el Z9^md (primera aberración). La introducción del Z4^md también permite equilibrar los valores del astigmatismo y del coma, es decir, aproximar los valores de los respectivos coeficientes, mejorando así la compensación mediante el Z9^md.

A partir del rango identificado para c'3, la determinación del valor final de c'3, el valor de Pm, el Z9^md y el Z4^md para Smax (área del MD para fmax) y para Smin (área del MD para fmin), se realiza mediante una segunda optimización. La figura 13 ilustra las diferentes aberraciones en el plano focal de un telescopio 30 según la invención, teniendo el telescopio una nueva conicidad c'3 del espejo M3, y para el espejo deformable, una posición intermedia Pm y valores optimizados de Z9^md y Z4^md (Z9MD/max y Z9MD/min; Z4MD/max y Z4MD/min). La figura 13a muestra las diferentes aberraciones para la distancia focal máxima y la figura 13b para la distancia focal mínima. Así, la forma de la superficie para la distancia focal máxima Smax incluye Z9MD/max y Z4MD/max. La forma de la superficie para la distancia focal mínima Smin incluye Z9MD/min y Z4MD/min.

En el ejemplo c'3 = -0,52, el espejo deformable MD se coloca 110 mm después de PS1 y 140 mm antes de PS2. Se constata, comparando esta figura 13 con la figura 5 (véase el cambio de escala), que la calidad del telescopio ha mejorado sustancialmente...

Según una realización, para mejorar aún más la calidad de la imagen, se modifica ligeramente la conicidad de los espejos M2 y M1 del telescopio 30 según la invención.

En el ejemplo, el rendimiento del telescopio puede mejorarse aún más, compensando el Z7/8 y el Z9 sólo con el Z9^md.

La modificación de la conicidad de M2 (nuevo valor c'2) permite jugar con estas dos aberraciones. Sin embargo, esta nueva conicidad c'2 también aporta una cantidad significativa de Z4. Este exceso de Z4 se contrarresta con la modificación de la conicidad del M1 (nuevo valor c'1), que también influye en Z9.

Así, a partir de una primera conicidad inicial c1 del primer espejo y de una segunda conicidad inicial c2 del segundo espejo, se determina una nueva conicidad c'1 del primer espejo y una nueva conicidad c'2 del segundo espejo, para mejorar aún más la calidad de la imagen del telescopio según el criterio predeterminado.

Por ejemplo, estas modificaciones se ilustran en las figuras 15 y 16.

La figura 15 muestra la evolución de las aberraciones principales en función del valor de la conicidad de M2, para las distancias focales mínima y máxima, y la figura 16 muestra la evolución de las aberraciones principales en función del valor de la conicidad de M1.

Mediante una tercera optimización, se determinan los nuevos valores de conicidad c'2 y c'1, mostrados en las figuras 15 y 16:

C'1 =-0.98

C'2 = -2.1

Al compararlos con los valores iniciales c1 = -1 y c2 = -2, podemos ver que estas variaciones de conicidad son pequeñas (menos del 10%, o incluso menos del 5% para c1), pero aún así nos permiten mejorar la calidad de la imagen.

Alternativamente, también se añade un tercer tipo de aberración, en este caso del Z16^md o aberración esférica de segundo orden, que influye en Z16, Z9, Z4, Z5/6 y Z7/8 y aumenta aún más la calidad de la imagen.

La figura 17 ilustra las diferentes aberraciones en el plano focal de un telescopio 30 según la invención, teniendo el telescopio nuevas conicidades c'1, c'2 y c'3 respectivamente de los espejos M1, M2 y M3, y para el espejo deformable MD, una posición intermedia Pm y valores optimizados de Z9^md, z4^md y Z16^md. La figura 17a muestra las diferentes aberraciones para la distancia focal máxima y la figura 17b para la distancia focal mínima.

Al comparar esta figura 17 con la figura 13 (véase el cambio de escala), se observa que la calidad del telescopio ha mejorado aún más. La calidad final de la imagen obtenida es compatible con la restricción de un WFE RMS <A/15, que para el visible corresponde a un WFE RMS < 50 nm. (Véase la figura 19).

Al contrario de lo que se practica convencionalmente, en el telescopio 30 según la invención el espejo MD es una parte integral de la combinación óptica del instrumento.

Para el funcionamiento del zoom, el telescopio 30 según la invención tiene una pluralidad de distancias focales intermedias fi, de índice entero. La forma de la superficie del espejo deformable Sfi asociada a cada distancia focal intermedia fi se calcula a partir de la forma de la superficie para los valores de distancia focal mínima Smin y máxima Smax, con el fin de aplicar la corrección adecuada al MD.

Para el ejemplo, una vez optimizadas las aberraciones Z9^md, Z4^md y Z16^md para fmin y fmax, es decir, los valores de los coeficientes de los polinomios de Fringe Zernike determinados para fmin y fmax, se calculan los valores de los coeficientes de los polinomios para cada valor de la distancia focal a partir de los valores de los coeficientes de los polinomios de Fringe Zernike determinados para fmin y fmax.

Según una variante, el telescopio según la invención comprende un diafragma de apertura colocado en la zona interpupilar y ajustable en apertura para mantener una apertura digital sustancialmente constante cuando varía la distancia focal.

Según otro aspecto, la invención se refiere a un procedimiento 50 de determinación de los parámetros de un telescopio anastigmático mostrado en la figura 18 y que comprende:

• tres espejos asféricos, un primer espejo cóncavo M1, un segundo espejo convexo M2, un tercer espejo cóncavo M3,

• un detector D,

• un espejo deformable y controlable MD y,

• medios 5 para el desplazamiento lineal del tercer espejo sobre el eje óptico O del telescopio, con el fin de variar la distancia focal del telescopio entre una distancia focal mínima fmin y una distancia focal máxima fmax.

Los tres espejos M1, M2 y M3 están dispuestos de forma que el primer espejo y el segundo espejo forman una imagen intermedia de un objeto en el infinito situado entre el segundo espejo y el tercer espejo, formando el tercer espejo a partir de esta imagen intermedia una imagen final en el plano focal del telescopio en el que se encuentra el detector D.

Los espejos primero, segundo y tercero tienen una forma fija caracterizada por una cónica y un radio de curvatura. Además, el telescopio de mínima distancia focal tiene una primera pupila de salida PS1 en una primera posición P1, y el telescopio de máxima distancia focal tiene una segunda pupila de salida PS2 en una segunda posición P2. El espejo deformable MD tiene una superficie deformable y está dispuesto en una posición intermedia fija Pm situada entre la primera y la segunda posición.

El procedimiento 50 incluye una primera etapa 100 en la que se determinan los valores de los conos y los radios de curvatura, denominados valores iniciales, de los espejos primero, segundo y tercero del telescopio:

M1 (c1, R1); M2 (c2, R2), M3 (c3, R3).

Estos valores iniciales son compatibles con la distancia focal mínima fmin y la distancia focal máxima fmax, sin la presencia del espejo deformable MD, se determinan a partir de las ecuaciones de Korsh, mediante una primera optimización de la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según un criterio predeterminado. Según una segunda etapa 200, se determina un valor de conicidad del tercer espejo c'3inf, a partir de la conicidad inicial c3 del tercer espejo, a partir del cual el telescopio presenta, sin la presencia del espejo deformable MD y para las distancias focales mínima y máxima, aberraciones compensables por el espejo deformable MD.

A continuación, en una etapa 300, se determinan, mediante una segunda optimización, un nuevo valor de conicidad del tercer espejo c'3, la posición intermedia fija Pm de MD, la forma de su superficie Smin para el valor de la distancia focal mínima y la forma de su superficie Smax para el valor de la distancia focal máxima, a fin de corregir las aberraciones compensables y optimizar la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según el criterio predeterminado. La determinación de la forma de la superficie del espejo deformable se basa en la aplicación de al menos una primera y una segunda aberración.

Para las distancias focales intermedias, si las hay, la forma del espejo deformable asociada a cada distancia focal intermedia se calcula a partir de Smin y Smax.

Preferentemente, el procedimiento 50 comprende además una etapa 400 de determinación de una nueva conicidad del primer espejo c'1 y de una nueva conicidad c'2 del segundo espejo M2, con el fin de mejorar aún más la calidad de la imagen según el criterio predeterminado.

Preferiblemente, el procedimiento 50 según comprende también una etapa 500 que consiste en refinar la determinación de la forma de la superficie Smin del espejo deformable para fmin y la forma de la superficie Smax del espejo deformable para fmax mediante la integración de una tercera aberración Z16^md, a fin de mejorar aún más la calidad de la imagen según el criterio predeterminado.

Asimismo, para las distancias focales intermedias, si las hay, la forma del espejo deformable asociada a cada distancia focal intermedia y que incorpora la tercera aberración se calcula a partir de Smin y Smax.

Típicamente el criterio predeterminado es minimizar un error de forma de onda WFE.

La figura 19 ilustra la evolución de la WFE RMS promediada sobre las diferentes distancias focales al final de cada etapa del procedimiento, es decir, en función de las diferentes modificaciones introducidas en el sistema óptico, para el ejemplo de telescopio dado anteriormente.

La WFE obtenida tras la primera optimización basada en las ecuaciones de Korsch es del orden de 560 nm, incompatible con la restricción WFE RMS < 50 nm. Al modificar el valor de conicidad de M3 para modificar el signo del astigmatismo, se degrada la WFE (todavía no hay espejo deformable ópticamente activo: su superficie es plana). Por otro lado, al introducir la aberración esférica de primer orden y el enfoque en la superficie del espejo deformable, la WFE mejora considerablemente hasta unos 100 nm. La modificación de las conicidades de M1 y M2 permite disminuir la WFE por debajo de unos 50 nm, y la optimización final, introduciendo la aberración esférica de segundo orden, permite disminuirla aún más hasta unos 10 nm.

Claims (12)

REIVINDICACIONES

1. Telescopio anastigmático con tres espejos asféricos que comprende al menos un primer espejo cóncavo (M1), un segundo espejo convexo (M2), un tercer espejo cóncavo (M3) y un detector (D), y que tiene un eje óptico (O), - los tres espejos están dispuestos de manera que el primer espejo (M1) y el segundo espejo (M2) forman una imagen intermedia de un objeto en el infinito situado entre el segundo espejo y el tercer espejo, y el tercer espejo (M3) forma a partir de esta imagen intermedia una imagen final en el plano focal del telescopio en el que está colocado el detector, teniendo el primer, segundo y tercer espejo una forma fija caracterizada por al menos un radio de curvatura y una conicidad

el telescopio comprende además:

- medios (5) para el desplazamiento lineal del tercer espejo (M3) sobre el eje óptico del telescopio (O) con el fin de variar la distancia focal del telescopio entre al menos una distancia focal mínima (fmin) y una distancia focal máxima (fmax), teniendo el telescopio en la distancia focal mínima una primera pupila de salida (PS1) en una primera posición (P1) y teniendo el telescopio en la distancia focal máxima una segunda pupila de salida (PS2) en una segunda posición (P2)

caracterizado porque el telescopio comprende además:

- un espejo deformable y controlable (MD) que tiene una superficie deformable y está dispuesto en una posición intermedia fija (Pm) entre la primera y la segunda posición,

- medios (10, 10') para variar el recorrido óptico entre el espejo deformable (MD) y el detector (D) configurados de manera que el detector permanezca situado en el plano focal del telescopio,

- el tercer espejo tiene una conicidad (c'3) determinada a partir de una conicidad inicial (c3), siendo la conicidad inicial (c3) determinada a partir de las ecuaciones de Korsch, siendo la conicidad (c'3) determinada de manera que el telescopio tenga, sin la presencia de dicho espejo deformable y para las distancias focales mínima y máxima, astigmatismo y aberraciones de coma que puedan ser compensadas por dicho espejo deformable (MD),

- dicha posición intermedia fija (Pm) de dicho espejo deformable y la forma de su superficie, respectivamente, para los valores mínimo (Smin) y máximo (Smax) de la distancia focal, se determinan para corregir dichas aberraciones compensables y optimizar la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según un criterio predeterminado dicha forma de la superficie del espejo deformable comprende al menos una primera y una segunda categoría de aberración, siendo la primera categoría de aberración la aberración esférica de primer orden (Z9^md) y la segunda categoría de aberración el enfoque (Z4^md).

2. Telescopio según la reivindicación 1, en el que la forma de la superficie del espejo deformable comprende además una aberración esférica de segundo orden (Z16^md) para mejorar aún más la calidad de la imagen según dicho criterio.

3. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores, en el que la conicidad (c'3) se desvía de la conicidad inicial en más del 5% y menos del 30%.

4. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores, en el que una conicidad del primer espejo (c'1) y una conicidad del segundo espejo (c'2) se determinan a partir de una conicidad inicial del primer espejo (c1) y de una conicidad inicial del segundo espejo (c2),

respectivamente, determinándose las conicidades iniciales a partir de las ecuaciones de Korsch,

determinándose las conicidades para mejorar aún más la calidad de imagen de dicho telescopio según dicho criterio.

5. Telescopio anastigmático según una de las reivindicaciones anteriores, caracterizado porque la superficie del espejo deformable se define a partir de coeficientes polinómicos.

6. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores en el que se define:

un astigmatismo positivo (A+) se define como un astigmatismo para el que un foco tangencial se sitúa antes de un foco sagital,

- un astigmatismo negativo (A-) se define como un astigmatismo para el que un foco sagital se sitúa antes de un foco tangencial,

- un coma positivo como un coma para el cual la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola se aleja del eje óptico y,

- un coma negativo como un coma para el que la forma de la mancha de la imagen de un punto fuente es un "cometa" cuya cola se dirige hacia el eje óptico,

siendo las aberraciones compensables astigmatismo positivo (A+) y coma positivo (C+) para la distancia focal máxima, astigmatismo positivo (A+) y coma negativo (C-) para la distancia focal mínima.

7. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores en el que se define:

- un astigmatismo positivo (A+) se define como un astigmatismo para el que un foco tangencial se sitúa antes de un foco sagital,

- un astigmatismo negativo (A-) como un astigmatismo para el que un foco sagital se sitúa antes de un foco tangencial,

y en el que la conicidad del tercer espejo (c'3) se determina para modificar el signo del astigmatismo del telescopio para la distancia focal mínima, sin la presencia del espejo deformable.

8. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores en el que el criterio predeterminado consiste en minimizar un error de forma de onda (WFE).

9. Telescopio según una de las reivindicaciones anteriores, que tiene una pluralidad de distancias focales intermedias, y para el que la forma de la superficie del espejo deformable (Sfi) asociada a cada distancia focal intermedia (fi) se calcula a partir de la forma de la superficie para los valores de distancia focal mínima (Smin) y máxima (Smax).

10. Procedimiento (50) de determinación de los parámetros de un telescopio anastigmático que comprende tres espejos asféricos, un primer espejo cóncavo (M1), un segundo espejo convexo (M2), un tercer espejo cóncavo (M3), un detector (D) un espejo deformable y controlable (MD) y medios (5) para el desplazamiento lineal del tercer espejo sobre un eje óptico (O) del telescopio, con el fin de variar la distancia focal del telescopio entre una distancia focal mínima (fmin) y una distancia focal máxima (fmax),

estando los tres espejos dispuestos de manera que el primer espejo y el segundo espejo forman, de un objeto en el infinito, una imagen intermedia situada entre el segundo espejo y el tercer espejo, formando el tercer espejo, a partir de esta imagen intermedia, una imagen final en el plano focal del telescopio en el que está colocado el detector, teniendo los espejos primero, segundo y tercero una forma fija caracterizada por al menos una cónica y un radio de curvatura,

teniendo el telescopio en la distancia focal mínima una primera pupila de salida (PS1) en una primera posición (P1) y teniendo el telescopio en la distancia focal máxima una segunda pupila de salida (PS2) en una segunda posición (P2),

el espejo deformable (MD) tiene una superficie deformable y está dispuesto en una posición intermedia fija (Pm) situada entre la primera y la segunda posición,

el procedimiento comprende las etapas de:

- determinar (100) los valores de las cónicas y los radios de curvatura, denominados valores iniciales, de los espejos primero (c1, R1), segundo (c2, r2) y tercero (c3, R3) de dicho telescopio compatibles con la distancia focal mínima (fmin) y la distancia focal máxima (fmax), sin la presencia del espejo deformable, a partir de las ecuaciones de Korsh, mediante una primera optimización de la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio de acuerdo con un criterio predeterminado,

- determinar (200) un valor de conicidad del tercer espejo (c'3inf), a partir de la conicidad inicial del tercer espejo (c3), a partir del cual el telescopio presenta, sin la presencia de dicho espejo deformable y para las distancias focales mínima y máxima, astigmatismo y aberraciones de coma compensables por dicho espejo deformable (MD),

- determinar (300) un nuevo valor de conicidad del tercer espejo (c'3), dicha posición intermedia fija (Pm) de dicho espejo deformable y la forma de su superficie, respectivamente para los valores mínimo (Smin) y máximo (Smax) de la distancia focal, mediante una segunda optimización, a fin de corregir dichas aberraciones compensables y optimizar la calidad de la imagen en el plano focal del telescopio según el criterio predeterminado

la determinación de la forma de la superficie del espejo deformable se basa en al menos una primera y una segunda categoría de aberración, siendo la primera categoría de aberración la aberración esférica de primer orden (Z9^md) y la segunda categoría de aberración el enfoque (Z4^md).

11. Procedimiento según la reivindicación 10 que comprende además una etapa de determinación (400) de una nueva conicidad de los espejos primero (c'1) y segundo (c'2) para mejorar aún más la calidad de la imagen según el criterio predeterminado.

12. Procedimiento según la reivindicación 11 que comprende además una etapa (500) que cosiste en refinar la determinación de la forma de la superficie del espejo deformable (Smin, Smax) incorporando además una tercera categoría de aberración (Z16^md) para mejorar aún más la calidad de la imagen según el criterio predeterminado.