Objetivos de aprendizaje
Al finalizar esta sección, serás capaz de:
- Describir los tres componentes básicos de un sistema moderno para medir fuentes astronómicas
- Describir las funciones principales de un telescopio
- Describir los dos tipos básicos de telescopios de luz visible y cómo forman imágenes
Sistemas para medir la radiación
Hay tres componentes básicos de un sistema moderno para medir la radiación de fuentes astronómicas. En primer lugar, hay un telescopio, que sirve de «cubo» para recoger la luz visible (o la radiación en otras longitudes de onda, como se muestra en la figura 1. Al igual que se puede recoger más lluvia con un cubo de basura que con una taza de café, los grandes telescopios recogen mucha más luz de la que puede recoger el ojo. En segundo lugar, hay un instrumento acoplado al telescopio que clasifica la radiación entrante por longitudes de onda. A veces, la clasificación es bastante burda. Por ejemplo, podemos querer simplemente separar la luz azul de la roja para poder determinar la temperatura de una estrella. Pero otras veces, queremos ver líneas espectrales individuales para determinar de qué está hecho un objeto, o para medir su velocidad (como se explica en el capítulo de Radiación y Espectros). En tercer lugar, necesitamos algún tipo de detector, un dispositivo que perciba la radiación en las regiones de longitud de onda que hemos elegido y que registre permanentemente las observaciones.
Figura 1: Región de Orión en diferentes longitudes de onda. La misma parte del cielo tiene un aspecto diferente cuando se observa con instrumentos sensibles a diferentes bandas del espectro. (a) Luz visible: muestra parte de la región de Orión tal y como la ve el ojo humano, con líneas de puntos añadidas para mostrar la figura del mítico cazador, Orión. (b) Rayos X: aquí, la vista enfatiza las fuentes puntuales de rayos X cercanas. Los colores son artificiales, cambiando de amarillo a blanco y a azul con el aumento de la energía de los rayos X. Las estrellas brillantes y calientes de Orión siguen viéndose en esta imagen, pero también muchos otros objetos situados a distancias muy diferentes, incluyendo otras estrellas, cuerpos estelares y galaxias en el borde del universo observable. (c) Radiación infrarroja: aquí vemos principalmente el polvo brillante de esta región. (crédito a: modificación del trabajo de Howard McCallon/NASA/IRAS; crédito b: modificación del trabajo de Howard McCallon/NASA/IRAS; crédito c: modificación del trabajo de Michael F. Corcoran)
La historia del desarrollo de los telescopios astronómicos trata de cómo se han aplicado las nuevas tecnologías para mejorar la eficiencia de estos tres componentes básicos: los telescopios, el dispositivo de clasificación de la longitud de onda y los detectores. Veamos primero el desarrollo del telescopio.
Muchas culturas antiguas construyeron lugares especiales para observar el cielo (Figura 2). En estos antiguos observatorios, podían medir las posiciones de los objetos celestes, sobre todo para llevar la cuenta del tiempo y la fecha. Muchos de estos observatorios antiguos tenían también funciones religiosas y rituales. El ojo era el único dispositivo disponible para recoger la luz, todos los colores de la luz se observaban a la vez, y el único registro permanente de las observaciones lo hacían los seres humanos escribiendo o dibujando lo que veían.
Figura 2: Dos observatorios pre-telescópicos. (a) Machu Picchu es un sitio inca del siglo XV situado en Perú. (b) Stonehenge, un sitio prehistórico (3000-2000 a.C.), se encuentra en Inglaterra. (crédito a: modificación del trabajo de Allard Schmidt)
Aunque se atribuye a Hans Lippershey, Zaccharias Janssen y Jacob Metius la invención del telescopio alrededor de 1608 -solicitando patentes con semanas de diferencia- fue Galileo quien, en 1610, utilizó este sencillo tubo con lentes (al que llamó catalejo) para observar el cielo y recoger más luz de la que sus ojos podían por sí solos. Incluso su pequeño telescopio -utilizado durante muchas noches- revolucionó las ideas sobre la naturaleza de los planetas y la posición de la Tierra.
Cómo funcionan los telescopios
Los telescopios han avanzado mucho desde la época de Galileo. Ahora suelen ser aparatos enormes; los más caros cuestan entre cientos de millones y miles de millones de dólares. (Sin embargo, para tener algún punto de referencia, hay que tener en cuenta que sólo la renovación de los estadios de fútbol universitario suele costar cientos de millones de dólares; la renovación reciente más cara, en el Kyle Field de la Universidad de Texas A&M, costó 450 millones de dólares). La razón por la que los astrónomos siguen construyendo telescopios cada vez más grandes es que los objetos celestes -como los planetas, las estrellas y las galaxias- envían mucha más luz a la Tierra de la que puede captar cualquier ojo humano (con su diminuta abertura), y los telescopios más grandes pueden detectar objetos más débiles. Si alguna vez has observado las estrellas con un grupo de amigos, sabrás que hay mucha luz estelar para todos; cada uno de vosotros puede ver cada una de las estrellas. Si hubiera mil personas más observando, cada una de ellas también captaría un poco de la luz de cada estrella. Sin embargo, en lo que a ti respecta, la luz que no brilla en tu ojo se desperdicia. Sería estupendo que una parte de esta luz «desperdiciada» también pudiera ser captada y llevada a su ojo. Esto es precisamente lo que hace un telescopio.
Las funciones más importantes de un telescopio son (1) recoger la luz débil de una fuente astronómica y (2) enfocar toda la luz en un punto o una imagen. La mayoría de los objetos de interés para los astrónomos son extremadamente débiles: cuanta más luz podamos recoger, mejor podremos estudiar esos objetos. (Y recuerde que, aunque nos centremos primero en la luz visible, hay muchos telescopios que recogen otros tipos de radiación electromagnética.)
Los telescopios que recogen la radiación visible utilizan una lente o un espejo para recoger la luz. Otros tipos de telescopios pueden utilizar dispositivos colectores de aspecto muy diferente a las lentes y espejos con los que estamos familiarizados, pero cumplen la misma función. En todos los tipos de telescopios, la capacidad de captación de luz viene determinada por el área del dispositivo que actúa como «cubo» de captación. Como la mayoría de los telescopios tienen espejos o lentes, podemos comparar su capacidad de captación de luz comparando las aperturas, o diámetros, de la abertura a través de la cual viaja o se refleja la luz.
La cantidad de luz que puede recoger un telescopio aumenta con el tamaño de la apertura. A telescope with a mirror that is 4 meters in diameter can collect 16 times as much light as a telescope that is 1 meter in diameter. (The diameter is squared because the area of a circle equals πd2/4, where d is the diameter of the circle.)
Example 1: Calculating the Light-Collecting Area
What is the area of a 1-m diameter telescope? A 4-m diameter one?
Check Your Learning
Show that the ratio of the two areas is 16:1.
Después de que el telescopio forme una imagen, necesitamos alguna manera de detectarla y registrarla para poder medir, reproducir y analizar la imagen de varias maneras. Antes del siglo XIX, los astrónomos se limitaban a observar las imágenes con sus ojos y a escribir descripciones de lo que veían. Esto era muy ineficaz y no daba lugar a un registro muy fiable a largo plazo; ya se sabe, por los programas de crímenes de la televisión, que los relatos de los testigos presenciales suelen ser inexactos.
En el siglo XIX se generalizó el uso de la fotografía. En aquella época, las fotografías eran un registro químico de una imagen en una placa de vidrio especialmente tratada. Hoy en día, la imagen se detecta generalmente con sensores similares a los de las cámaras digitales, se registra electrónicamente y se almacena en ordenadores. Este registro permanente puede utilizarse para realizar estudios detallados y cuantitativos. Los astrónomos profesionales rara vez miran a través de los grandes telescopios que utilizan para sus investigaciones.
Formación de una imagen mediante una lente o un espejo
Figura 3: Formación de una imagen mediante una lente simple. Los rayos paralelos procedentes de una fuente lejana son curvados por la lente convexa de manera que todos se unen en un único lugar (el foco) para formar una imagen.
Tanto si llevas gafas como si no, ves el mundo a través de lentes; son elementos clave de tus ojos. Una lente es una pieza de material transparente que curva los rayos de luz que la atraviesan. Si los rayos de luz son paralelos al entrar, la lente los reúne en un lugar para formar una imagen (Figura 3). Si las curvaturas de las superficies de la lente son las adecuadas, todos los rayos de luz paralelos (por ejemplo, los procedentes de una estrella) se doblan, o se refractan, de tal manera que convergen hacia un punto, llamado foco de la lente. En el foco aparece una imagen de la fuente de luz. En el caso de los rayos de luz paralelos, la distancia desde la lente hasta el lugar en el que se enfocan los rayos de luz, o la imagen, detrás de la lente, se denomina distancia focal de la lente.
Al observar la figura 3 puede preguntarse por qué dos rayos de luz procedentes de la misma estrella serían paralelos entre sí. Después de todo, si dibujas una estrella que brilla en todas las direcciones, los rayos de luz que salen de la estrella no parecen paralelos en absoluto. Pero recuerda que las estrellas (y otros objetos astronómicos) están todos extremadamente lejos. Cuando los pocos rayos de luz que apuntan hacia nosotros llegan a la Tierra, son, a efectos prácticos, paralelos entre sí. Dicho de otro modo, los rayos que no eran paralelos a los que apuntaban a la Tierra se dirigen ahora en una dirección muy diferente en el universo.
Para ver la imagen formada por la lente de un telescopio, utilizamos una lente adicional llamada ocular. El ocular enfoca la imagen a una distancia que es directamente visible para un ser humano o en un lugar conveniente para un detector. Utilizando diferentes oculares, podemos cambiar el aumento (o tamaño) de la imagen y también redirigir la luz a un lugar más accesible. Las estrellas se ven como puntos de luz, y ampliarlas apenas supone una diferencia, pero la imagen de un planeta o una galaxia, que tiene estructura, a menudo puede beneficiarse de ser ampliada.
Mucha gente, cuando piensa en un telescopio, se imagina un tubo largo con una gran lente de cristal en un extremo. Este diseño, que utiliza una lente como elemento óptico principal para formar una imagen, como hemos estado comentando, se conoce como refractor (Figura 4) y un telescopio basado en este diseño se llama telescopio refractor. Los telescopios de Galileo eran refractores, al igual que los actuales binoculares y catalejos. Sin embargo, el tamaño de un telescopio refractor tiene un límite. El más grande jamás construido fue un refractor de 49 pulgadas construido para la Exposición de París de 1900, y fue desmantelado después de la Exposición. Actualmente, el mayor telescopio refractor es el de 40 pulgadas del Observatorio Yerkes en Wisconsin.
Figura 4: Telescopios refractores y reflectores. La luz entra en un telescopio refractor a través de una lente en el extremo superior, que enfoca la luz cerca de la parte inferior del telescopio. A continuación, un ocular amplía la imagen para que pueda ser vista por el ojo, o se puede colocar un detector como una placa fotográfica en el foco. El extremo superior de un telescopio reflector está abierto, y la luz pasa a través del espejo situado en la parte inferior del telescopio. El espejo enfoca entonces la luz en el extremo superior, donde puede ser detectada. Alternativamente, como en este dibujo, un segundo espejo puede reflejar la luz a una posición fuera de la estructura del telescopio, donde un observador puede tener un acceso más fácil a ella. Los telescopios de los astrónomos profesionales son más complicados que esto, pero siguen los mismos principios de reflexión y refracción.
Un problema de un telescopio refractor es que la luz debe pasar a través de la lente de un refractor. Eso significa que el cristal debe ser perfecto en todo su recorrido, y se ha demostrado que es muy difícil fabricar grandes piezas de cristal sin defectos ni burbujas en ellas. Además, las propiedades ópticas de los materiales transparentes cambian un poco con las longitudes de onda (o colores) de la luz, por lo que se produce cierta distorsión adicional, conocida como aberración cromática. Cada longitud de onda se enfoca en un punto ligeramente diferente, lo que hace que la imagen aparezca borrosa.
Además, como la luz debe pasar a través de la lente, ésta sólo puede apoyarse en sus bordes (al igual que las monturas de nuestras gafas). La fuerza de la gravedad hará que una lente grande se hunda y distorsione la trayectoria de los rayos de luz al atravesarla. Por último, dado que la luz pasa a través de ella, ambos lados de la lente deben estar fabricados con la forma precisa para producir una imagen nítida.
Un tipo diferente de telescopio utiliza un espejo primario cóncavo como elemento óptico principal. El espejo está curvado como la superficie interior de una esfera, y refleja la luz para formar una imagen (Figura 4). Los espejos de los telescopios están recubiertos de un metal brillante, normalmente plata, aluminio u, ocasionalmente, oro, para que sean altamente reflectantes. Si el espejo tiene la forma correcta, todos los rayos paralelos se reflejan en el mismo punto, el foco del espejo. Así, las imágenes son producidas por un espejo exactamente igual que por una lente.
Figura 5. Disposición de los focos en los telescopios reflectores: Los telescopios reflectores tienen diferentes opciones en cuanto al lugar donde se enfoca la luz. Con el enfoque primario, la luz se detecta donde llega a un foco después de reflejarse en el espejo primario. Con el enfoque newtoniano, la luz es reflejada por un pequeño espejo secundario a un lado, donde puede ser detectada (ver también ). La mayoría de los grandes telescopios profesionales tienen un enfoque Cassegrain en el que la luz es reflejada por el espejo secundario hacia abajo a través de un agujero en el espejo primario a una estación de observación por debajo del telescopio.
Los telescopios diseñados con espejos evitan los problemas de los telescopios refractores. Debido a que la luz se refleja sólo en la superficie frontal, los defectos y burbujas dentro del vidrio no afectan a la trayectoria de la luz. En un telescopio diseñado con espejos, sólo hay que fabricar la superficie frontal con una forma precisa, y el espejo puede apoyarse en la parte posterior. Por estas razones, la mayoría de los telescopios astronómicos actuales (tanto de aficionados como profesionales) utilizan un espejo en lugar de una lente para formar una imagen; este tipo de telescopio se denomina telescopio reflector. El primer telescopio reflector que tuvo éxito fue construido por Isaac Newton en 1668.
En un telescopio reflector, el espejo cóncavo se coloca en el fondo de un tubo o marco abierto. El espejo refleja la luz hacia arriba del tubo para formar una imagen cerca del extremo delantero en un lugar llamado foco primario. La imagen puede observarse en el foco primario, o bien espejos adicionales pueden interceptar la luz y redirigirla a una posición en la que el observador pueda verla más fácilmente (Figura 5). Dado que un astrónomo en el foco principal puede bloquear gran parte de la luz que llega al espejo principal, el uso de un pequeño espejo secundario permite que pase más luz a través del sistema.
Elegir su propio telescopio
Si el curso de astronomía que está realizando le abre el apetito para explorar más el cielo, puede estar pensando en comprar su propio telescopio. Hay muchos telescopios de aficionado excelentes, y es necesario investigar un poco para encontrar el mejor modelo para sus necesidades. Algunas buenas fuentes de información sobre telescopios personales son las dos populares revistas estadounidenses dirigidas a los astrónomos aficionados: Sky & Telescope y Astronomy. Ambas publican regularmente artículos con consejos, reseñas y anuncios de reputados distribuidores de telescopios.
Algunos de los factores que determinan qué telescopio es el adecuado para usted dependen de sus preferencias:
- ¿Va a instalar el telescopio en un lugar y dejarlo allí, o quiere un instrumento que sea portátil y pueda acompañarle en excursiones al aire libre? Cómo de portátil debe ser, en términos de tamaño y peso?
- ¿Quiere observar el cielo sólo con sus ojos, o quiere tomar fotografías? (La fotografía de larga exposición, por ejemplo, requiere un buen accionamiento del reloj para girar su telescopio y compensar la rotación de la Tierra.)
- ¿Qué tipos de objetos va a observar? ¿Le interesan principalmente los cometas, los planetas, los cúmulos de estrellas o las galaxias, o quiere observar todo tipo de vistas celestes?
- La característica clave de un telescopio es la apertura del espejo principal o de la lente; cuando alguien dice que tiene un telescopio de 6 u 8 pulgadas, se refiere al diámetro de la superficie colectora. Cuanto mayor sea la apertura, más luz podrá recoger y más débiles serán los objetos que podrá ver o fotografiar.
- Los telescopios de una determinada apertura que utilizan lentes (refractores) suelen ser más caros que los que utilizan espejos (reflectores) porque ambas caras de una lente deben ser pulidas con gran precisión. Además, como la luz pasa a través de ella, la lente debe ser de vidrio de alta calidad en toda su extensión. Por el contrario, sólo la superficie frontal de un espejo debe ser pulida con precisión.
- El aumento no es uno de los criterios en los que basar la elección de un telescopio. Como hemos comentado, el aumento de la imagen se realiza mediante un ocular más pequeño, por lo que el aumento se puede ajustar cambiando de ocular. Sin embargo, un telescopio ampliará no sólo el objeto astronómico que está viendo, sino también la turbulencia de la atmósfera terrestre. Si el aumento es demasiado grande, la imagen brillará y temblará y será difícil de ver. Un buen telescopio vendrá con una variedad de oculares que se mantienen dentro del rango de aumentos útiles.
- La montura de un telescopio (la estructura sobre la que se apoya) es uno de sus elementos más críticos. Debido a que un telescopio muestra un campo de visión minúsculo, que se amplía considerablemente, incluso la más pequeña vibración o sacudida del telescopio puede mover el objeto que está viendo alrededor o fuera de su campo de visión. Una montura robusta y estable es esencial para la observación o la fotografía serias (aunque afecta claramente a lo portátil que puede ser su telescopio).
- Un telescopio requiere algo de práctica para configurarlo y utilizarlo eficazmente. No espere que todo salga a la perfección en su primer intento. Tómese un tiempo para leer las instrucciones. Si hay un club local de astronomía para aficionados cerca, utilícelo como recurso.
Es posible que aún no sepa las respuestas a algunas de estas preguntas. Por esta razón, es posible que quiera «probar» primero algunos telescopios. La mayoría de las comunidades tienen clubes de astronomía de aficionados que patrocinan fiestas estelares abiertas al público. Los miembros de esos clubes suelen saber mucho sobre telescopios y pueden compartir sus ideas con usted. Su instructor puede saber dónde se reúne el club de astronomía amateur más cercano; o, para encontrar un club cerca de usted, utilice los sitios web sugeridos en el Apéndice B.
Además, es posible que ya tenga un instrumento como un telescopio en casa (o que tenga acceso a uno a través de un familiar o amigo). Muchos astrónomos aficionados recomiendan comenzar su estudio del cielo con un buen par de prismáticos. Estos son fáciles de llevar y pueden mostrarle muchos objetos que no son visibles (o claros) a simple vista.
Cuando esté preparado para comprar un telescopio, puede que le resulten útiles las siguientes ideas:
Un telescopio recoge la luz tenue de las fuentes astronómicas y la lleva a un foco, donde un instrumento puede clasificar la luz según la longitud de onda. A continuación, la luz se dirige a un detector, donde se realiza un registro permanente. La potencia de captación de luz de un telescopio viene determinada por el diámetro de su apertura, es decir, por la superficie de su lente o espejo mayor o primario. El elemento óptico primario de un telescopio es una lente convexa (en un telescopio refractor) o un espejo cóncavo (en un reflector) que lleva la luz a un foco. La mayoría de los grandes telescopios son reflectores; es más fácil fabricar y soportar grandes espejos porque la luz no tiene que atravesar el cristal.
Glosario
Apertura: diámetro de la lente o espejo primario de un telescopio
Aberración cromática: distorsión que hace que una imagen aparezca borrosa cuando cada longitud de onda que entra en un material transparente enfoca en un punto diferente
Detector: dispositivo sensible a la radiación electromagnética que realiza un registro de las observaciones astronómicas
Ojo: lente de aumento utilizada para ver la imagen producida por la lente objetivo o el espejo primario de un telescopio
Enfoque: (de un telescopio) punto en el que confluyen los rayos de luz por un espejo o lente
Foco primario: punto de un telescopio en el que la lente del objetivo o el espejo primario enfoca la luz
Telescopio reflector: telescopio en el que el principal colector de luz es un espejo cóncavo
Telescopio refractor: telescopio en el que el principal colector de luz es una lente o un sistema de lentes
Telescopio: instrumento para recoger la luz visible u otra radiación electromagnética