Para aplicações reais deve ser feito um trade-off em termos da área efetiva de coleta entre o desenho de um telescópio de incidência normal e o de um telescópio de incidência de grazing-incidência. A área coletora efetiva é o produto da refletividade dependente do comprimento de onda vezes a área geométrica do espelho primário projetado na abertura frontal. Dependendo do número de elementos ópticos reflectores envolvidos, os telescópios de detecção de graze-incidência tendem a ser mais eficientes para comprimentos de onda inferiores a cerca de 30 nm. Além disso, a reflectividade na incidência normal cai tão rapidamente com o comprimento de onda decrescente que, para observações em comprimentos de onda inferiores a cerca de 15 nm, a única escolha é a incidência de pastoreio. Este limite pode ser estendido um pouco para comprimentos de onda ainda mais curtos através do uso de revestimentos multicamadas do espelho, mas apenas sobre uma banda de comprimentos de onda bastante restrita. Revestimentos multicamadas de várias centenas de bi-camadas, cada uma com um par de Ångstro̊m de espessura, também podem ser aplicados a espelhos de grazing-incidência, estendendo assim a faixa de energia do fotão para cerca de 100 keV.

O índice de refração ou as constantes ópticas podem ser computados a partir da teoria da dispersão anômala. Para comprimentos de onda λ ou energias de fotões suficientemente off-set de qualquer energia de ligação de electrões, pode ser feita uma estimativa grosseira de δ:

onde N0 é o número de Avogadro, re é o clássico raio eletrônico, Z e A são o número atômico e o peso, respectivamente, e ρ é a densidade de massa. Para elementos pesados para os quais Z/A≈0.5, o ângulo de incidência de reflexão total para δ ≪1 pode ser estimado para:

com {\rm{\\\\\\\\\i}sb t}) em arcmin, λ em Å e ρ em g/cm3. A equação (7) sugere os materiais mais densos como revestimentos reflectores como ouro, platina ou irídio, que têm sido todos usados para espelhos telescópicos do espaço de raios X. No entanto, estes materiais mostram uma redução pronunciada da reflectividade em energias entre 2 keV e 4 keV devido à presença de absorção da concha M, de modo que o níquel, por exemplo, apesar da sua menor densidade, tem por vezes sido preferido, em particular, para observações abaixo de 4 keV.

As constantes ópticas estão relacionadas com os factores de dispersão atómica, cujas tabelas mais actualizadas foram compiladas pelo Center for X-ray Optics (http://henke.lbl.gov/optical constantes/, ). Estas tabelas cobrem a faixa de energia de 50 eV a 30 keV para os elementos com Z = 1-92, e são uma base de dados muito útil para projetar a óptica de grazing-incidência.

Configurações de telescópio de grazing-incidência

Na incidência de grazing-incidência, a geração de imagens de uma fonte estendida ou de imagens sobre algum campo estendido requer pelo menos dois reflexos, ou seja, duas superfícies refletoras. Espelhos simples como as parábolas de grazing-incidência sofrem de coma forte, impedindo a obtenção de imagens verdadeiras. Entretanto, tal espelho ainda pode focalizar, e as parábolas têm sido usadas como ‘baldes de luz’.

Existem três configurações diferentes de sistemas de dois espelhos, que são os sistemas tipo Wolter, os sistemas tipo Kirkpatrick-Baez, e os sistemas de colimador de foco ou ‘olhos de lagosta’.

Telescópios Wolter

Em 1952 Hans Wolter sugeriu três tipos diferentes de telescópios de imagem para incidência de pastoreio, que se tornaram conhecidos como telescópios Wolter do tipo I, tipo II e tipo III . As superfícies utilizadas abrangem um parabolóide, um hiperbolóide e um elipsóide. Os tipos I e II utilizam um parabolóide e um hiperbolóide, o tipo III combina um espelho parabolóide e um elipsóide. Em cada caso os dois espelhos envolvidos são dispostos de forma coaxial e confocal. A principal diferença entre os três tipos é a relação entre a distância focal e a distância total do sistema, ou seja, a distância física mínima do telescópio.

A distância focal de um sistema do tipo I (Fig. 1) é praticamente dada pela distância do plano de intersecção parabolóide/hiperbolóide (Knickfläche) ao foco do sistema. Portanto, a distância física do telescópio excede sempre a distância focal pelo comprimento do parabolóide. Este sistema tem sido utilizado principalmente em observações espaciais devido à sua compacidade, configuração simples no que diz respeito à interface com a estrutura de montagem, e porque proporciona espaço livre para facilmente adicionar mais telescópios dentro e fora. Estes telescópios com múltiplos componentes são chamados de sistemas aninhados. Eles aumentam substancialmente a área de coleta.

Squemática do telescópio Wolter tipo I (esquerda) e tipo II (direita)

Sistemas únicos tipo I têm sido usados para observações de raios X solares, enquanto que para observações astronómicas EUV e raios X, para a qual a área de coleta é de extrema importância, foram utilizados sistemas aninhados (o observatório EINSTEIN e , EXOSAT , ROSAT , ASCA & e Suzaku , os observatórios Chandra e e XMM-Newton, assim como os telescópios JET-X da missão SWIFT e ). Por exemplo, cada um dos três telescópios de raio X a bordo do XMM-Newton acomoda 58 pares de espelhos parabolóides-hiperbolóides Wolter tipo I.

O sistema Wolter tipo II (Fig. 1) é um verdadeiro sistema telescópico, para o qual a distância focal pode ser muito maior do que a distância física do telescópio. Estes sistemas são úteis para a alimentação de espectrômetros que requerem grande dispersão.

O número f é um número importante para os telescópios ópticos quando se trata de imagens de objetos estendidos. Quanto mais baixo o número f for, maior é o brilho da imagem. Da mesma forma os números f também podem ser definidos para telescópios de raio X que podem ser computados usando (1)-(7). Acontece que o número f é inversamente proporcional ao ângulo de reflexão total que, por sua vez, diminui linearmente com o aumento da energia do fóton. Portanto, telescópios otimizados para o regime de baixa energia (<2 keV) são bastante rápidos e devem fazer uso do desenho Wolter tipo I. O número f-número mínimo efetivo do telescópio ROSAT foi 9. Os telescópios para observações eficientes de fótons de alta energia de até 10 keV têm necessariamente números f muito maiores (cerca de 75 para XMM-Newton ou 40 para Chandra), dependendo de quanta ênfase é dada às altas energias. O tipo II deve ser usado se for necessária uma distância focal muito longa em comparação com o comprimento do telescópio, porque o “Knickfläche” de Wolter (c.f. Fig. 1) pode ser facilmente posicionado bem em frente ao plano de entrada do espelho primário. Mesmo no domínio muito suave dos raios X, os números f inferiores a 50 (por exemplo, o telescópio CDS do Observatório Solar SOHO) não podem ser obtidos.

Por causa da íntima interdependência entre o número f, o ângulo de pastoreio, o diâmetro do telescópio e a distância focal, telescópios de grande diâmetro que trabalham com altas energias só podem ser construídos com distâncias focais longas apropriadas, e porque a dobragem do feixe de raios X é inaceitável devido a perdas de reflexão significativas, a distância entre o módulo do espelho e o plano focal torna-se substancial. Isso criou a idéia de formação espacial voando de duas naves espaciais, uma carregando o telescópio e a outra muito atrás, abrigando a instrumentação do plano focal. Se a separação não for muito grande, um banco óptico expansível pode fazer a ponte entre a distância.

Sistemas do tipoolter estão livres de aberração esférica, mas ainda sofrem de aberração de coma, astigmatismo e curvatura de campo. Em um segundo trabalho Wolter apresentou as equações para telescópios de grazing-incidência que obedecem exatamente à condição senoidal de Abbe, eliminando completamente o coma. Isto é conseguido através de pequenas correções (subμm para uma μm) do perfil do espelho axial a partir de sua forma nominal de segunda ordem. A forma exata da superfície foi derivada por Wolter ao estender as soluções para a incidência de pastoreio que Karl Schwarzschild já havia obtido para a incidência normal em 1905. Portanto, estes sistemas são denominados telescópios Wolter-Schwarzschild . Eles superam os sistemas Wolter em desempenho de imagem fora do eixo se utilizados em comprimentos de onda mais longos, ou seja, na EUV e na banda de raios X suave. Os telescópios Wolter-Schwarzschild do tipo I foram voados no EUV-Explorer e no ROSAT-WFC . Um sistema Wolter-Schwarzschild tipo II estava alimentando o telescópio espectroscópico do EUV-Explorer, e o telescópio CDS a bordo da missão solar SOHO é do Wolter-Schwarzschild tipo II.

O grau máximo de aninhamento, e portanto o maior rendimento em relação à área da abertura de entrada, é alcançado com espelhos tão finos quanto possível. Centenas de lâminas ou folhas finas representando os espelhos compõem os telescópios utilizados nas missões ASCA e Suzaku. A forma parabólica/hiperbólica dos espelhos Wolter tipo I é aproximada por cones rectos. A imagem perfeita de uma fonte pontual no eixo é perdida, mas a capacidade de imagem é preservada. A aproximação dos cones da configuração do Wolter tipo I também tem sido usada para os telescópios de raio X BeppoSax & (Figs. 2, 3, 4, 5, e 6).

Ligação de um dos espelhos hiperbolóides ROSAT ao anteparo central do telescópio que eventualmente contém 8 espelhos parabolóides e hiperbolóides Zerodur separados

Integração do espelho secundário do telescópio CDS, que é do Wolter-Schwarzschild tipo II. Tanto o espelho primário (espelho inferior) como o secundário (espelho superior), bem como a estrutura de suporte, são feitos exclusivamente de Zerodur. A lixagem e o polimento dos espelhos foi particularmente difícil devido à extrema aspereza das superfícies. O telescópio finalmente tem uma resolução angular de menos de 2,5 arcsec HEW. Este telescópio tem um diâmetro de abertura de 275 mm, e apesar da longa distância focal de 2578 mm a separação entre a abertura frontal e o plano focal é de apenas 800 mm

O espelho “sonho” de Riccardo Giacconi, o espelho parabolóide Zerodur de 1 m de comprimento e 1,2 m de largura que compõe o maior espelho do telescópio Chandra de 0,5 arcsec. Segundo ele, este diâmetro de um espelho de raios X é do tamanho que ele sempre optou desde o início da astronomia telescópica de raios X. O maior espelho do anterior telescópio Einstein tinha um diâmetro quase exatamente metade dele (Crédito da imagem: NASA/CXC/SAO)

Vista na parte de trás de um dos três telecopios XMM-Newton Wolter I. Há 58 cascas de espelhos aninhadas produzidas em níquel através de replicação galvânica, incluindo revestimento de ouro. Parabola e hiperbola vêm em uma peça com uma espessura entre 0,5 mm e 1,2 mm, abrangendo uma faixa de diâmetro de 35 cm a 70 cm com um comprimento de 60 cm

Um dos quatro módulos de telescópio de raios X a bordo do satélite Suzaku. O módulo aloja um total de 175 conchas ou 1400 reflectores. As conchas dos espelhos são extremamente finas (0,152 mm) de folhas de alumínio, cada uma das quais com cerca de 12 cm de comprimento . Esta técnica foi pioneira por Peter Serlemitsos no final dos anos 80, e também foi utilizada para a fabricação dos telescópios ASCA

Telescópios Kirkpatrick-Baez

A primeira imagem bidimensional de raios X alguma vez obtida com reflexão de incidência de grazing-incidência foi obtida em laboratório por Kirkpatrick e Baez . Os raios incidentes são focalizados para uma imagem de linha por um espelho parabólico. Em seu caminho para o foco de linha os raios são refletidos por um segundo espelho parabólico para o foco tipo ponto para raios paralelos às linhas centrais das parábolas. Os planos de superfície dos dois espelhos são orientados a 90° um para o outro. Para aumentar a área de coleta (a área frontal) pode-se construir uma pilha de parábolas de tradução. No entanto, ao contrário do sistema de placa dupla simples, a imagem de uma fonte em forma de ponto começa a ficar cada vez maior à medida que o número de placas envolvidas aumenta. Os telescópios tipo I de solter dobram a direcção do raio incidente duas vezes no mesmo plano, enquanto que as duas dobras nos sistemas Kirkpatrick-Baez ocorrem em dois planos ortogonais, o que para o mesmo ângulo de incidência no espelho primário requer um telescópio mais longo.

Um telescópio Kirkpatrick-Baez nunca foi voado em uma missão de satélite, mas uma modificação usando placas planas em vez de parábolas, ainda fornecendo imagens bidimensionais, tem operado com sucesso em vôos de foguete com som, fornecendo medições positivas de estrelas comuns e aglomerados de galáxias .

Telescópios colimadores de focagem ou ‘olhos de lagosta’

Os sistemas Wolter e Kirkpatrick-Baez têm em comum um campo de visão relativamente estreito que se limita praticamente ao ângulo de pastoreio empregado nos espelhos individuais. Sistemas de imagem de campo de visão substancialmente maior mas com resolução angular no eixo sistematicamente reduzida foram propostos por Schmidt e por Angel . Tais sistemas seriam ideais para um monitor de imagem de campo amplo.

O layout principal do conceito de Schmidt faz uso de duas pilhas de espelhos planos, que estão dispostas em uma pilha superior e uma inferior e orientadas ortogonalmente uma para a outra. Os espelhos dentro de cada pilha estão dispostos de tal forma que suas linhas centrais inscrevem um cilindro, onde os dois cilindros associados à pilha estão em ângulo reto um ao outro e o cruzamento de suas linhas centrais está na origem do sistema de coordenadas. Um foco é formado a meio caminho entre os espelhos e a origem do sistema de coordenadas. Ambos os lados da lâmina de um espelho, ou seja, a superfície frontal e a superfície posterior, são reflectores de raios X. O foco não é perfeito por causa da altura finita das lâminas de espelhos. Com tal dispositivo foi possível observar simultaneamente um hemisfério completo do céu.

Uma variação deste desenho, que fornece imagens bidimensionais, foi apresentada por Angel (ver também e referências nele). O dispositivo é composto por muitos pequenos tubos quadrados com superfícies reflectoras. Os tubos são baseados e distribuídos sobre a superfície de uma esfera. O eixo de cada tubo segue um vector de raio da esfera. Após um raio ter sido reflectido duas vezes dentro de um tubo, mas a partir de paredes adjacentes forma-se uma imagem bidimensional. A superfície focal é uma esfera com um raio que é metade do raio da esfera que transporta os tubos. Este tipo de ótica de incidência de grazing-incidência é realmente realizada nos olhos reflexivos de lagostas e camarões, dando o nome a este tipo particular de telescópio de raios X. O princípio óptico é muito semelhante ao colimador de focagem de Schmidt quando se deslocam e fundem as pilhas de espelhos superior e inferior do dispositivo de Schmidt numa secção formando tubos quadrados.

Bambos no desenho de Schmidt e do Anjo existem raios que passam através da óptica com apenas um reflexo ou nenhum. Eles aparecem como um fundo difuso ou em forma de linha de luminosidade não negligenciável. A imagem em si não é perfeita e, em última análise, a resolução angular de tal dispositivo é limitada pela largura de um único tubo visto pelo detector e, na resolução de segundos de arco, a difração imposta pela largura do tubo tem que ser levada em conta, favorecendo tal sistema de observação de raios X duros. Tal telescópio teria grande potencial para a monitorização contínua de raios X de grandes campos do céu.

Protótipos foram construídos e construídos na República Checa pelo grupo de Hudec et al. .