TELESCOPIOS 

1.- ANALISIS

La Astronomía, aunque tenga muchas conexiones con la Física, no es una ciencia experimental. Por el contrario, se puede afirmar que la Astronomía se basa fundamentalmente en la observación, y es por ello la importancia que, en el desarrollo de esta ciencia, han tenido y tienen los instrumentos capaces de escudriñar el cielo.

La Astronomía es una ciencia antigua, puede decirse que casi tan antigua como el hombre. Nació el día que el hombre miró hacia el cielo y comenzó a hacerse preguntas sobre aquellas luces parpadeantes colgadas de la bóveda celeste.

Sin embargo, hasta que en el año 1609 Galileo dirigió su anteojo de 30 aumentos hacia las estrellas, todas las observaciones realizadas lo fueron sin la inestimable ayuda de los instrumentos de observación. Por ello, puede afirmarse que la Astronomía moderna nació el día en que Galileo decidió apuntar su refractor hacia la inmensidad del firmamento.

Los cuerpos celestes emiten radiaciones en una amplia gama de frecuencias. Sin embargo, la existencia de la atmósfera impide que la mayoría de las radiaciones cósmicas lleguen a la superficie del planeta. Fundamentalmente, la atmósfera deja pasar las ondas cuyas longitudes se encuentran dentro del espectro visible, y las de gran longitud, o radioondas. Es por ello que los instrumentos de observación situados sobre la superficie terrestre son los telescopios, refractores y reflectores, y los radiotelescopios.

El fenómeno de la aberración cromática aparece en los telescopios refractores, o anteojos astronómicos, debido a la imperfección de la lente. Para remediar este inconveniente, que impide una correcta observación, Newton construyó, en 1.671, el primer telescopio reflector, sustituyendo la lente por un espejo cóncavo de 2,5 cm de diámetro.

El sistema óptico que constituye el telescopio, consta de dos partes: el objetivo y el ocular. El objetivo recoge la luz procedente del cuerpo a observar y la concentra en torno al foco, donde se sitúa el ocular. La misión de éste es formar una imagen aumentada y observable directamente por el ojo del observador. Las características del objetivo son la potencia y el poder de resolución. La potencia es la capacidad de observar objetos muy poco brillantes, mientras que el poder de resolución es la capacidad de presentar imágenes separadas de objetos que se encuentran muy próximos. La característica del objetivo que determina tanto la potencia como el poder separador es su diámetro: la potencia aumenta con la superficie del objetivo, siendo proporcional al cuadrado del diámetro.

El poder separador también depende del diámetro del objetivo. Así, la distancia angular mínima entre objetos que pueden ser separados con el telescopio, expresada en segundos de arco, es igual a 141/diámetro del objetivo. Otra característica importante del objetivo es la distancia focal, o distancia entre foco y objetivo. El ocular también se caracteriza por su distancia focal, que determina el aumento con que trabaja el telescopio. El aumento es la relación entre las distancias focales del objetivo y del ocular. Sin embargo, para evaluar las posibilidades de un telescopio, lo fundamental es el diámetro del objetivo o abertura del telescopio, que determina su potencia y resolución.

Dentro de los telescopios reflectores, el tipo Newton coloca un espejo plano en el camino de los rayos desde el objetivo hasta el foco, con una inclinación de 45º. El tipo Cassegrain coloca otro espejo curvo perpendicular a los rayos, de forma que éstos vuelven hacia el objetivo, al cual se le ha practicado un agujero en el centro. En la cámara Schmidt, el foco es interior al telescopio, por lo que no sirve para observación directa, sino para fotografía.

Los tipos de oculares más conocidos, según la disposición interna de las lentes, son: simple, Ramsden, Huygens, Kellner, ortoscópicos y Plossi, siendo los mejores para la observación astronómica los últimos. La montura, o parte mecánica del telescopio, puede ser azimutal o ecuatorial. La primera dispone de dos ejes, uno horizontal y otro vertical. El primero permite que el telescopio se mueva en altura, siguiendo los círculos verticales de las coordenadas horizontales, y el segundo permite mover el telescopio en azimut, siguiendo los almuncatarates. Por lo tanto, para seguir el movimiento de un astro mediante un telescopio con montura azimutal, debemos mover éste simultáneamente en torno a sus dos ejes.

En la montura ecuatorial, uno de los ejes está inclinado respecto del otro, formando un ángulo igual a la latitud del lugar de observación. Aquí, a los ejes se les llama polar y declinación. Con un solo movimiento, el del eje polar, se puede seguir el movimiento de un astro. La observación fotográfica se ha hecho indispensable en Astronomía, desde la placa fotográfica a la cámara de televisión, pasando por la célula fotoeléctrica, el tubo fotomultiplicador, el conversor y el CCD.

Otra herramienta indispensable en el estudio del Cosmos es la espectroscopia, rama de la ciencia que trata de la teoría y de la interpretación del espectro de la luz o de cualquier otra radiación. Un espectroscopio al que se le adapta una cámara fotográfica es un espectrógrafo. Mientras con el espectro de emisión de líneas brillantes se identifican las sustancias químicas de las estrellas, con el de rayas de absorción se determina la composición del gas interpuesto entre la fuente luminosa y el espectrógrafo.

RADIOONDAS Y RADIOTELESCOPIOS

Por la segunda ventana de la atmósfera permeable a las ondas electromagnéticas que llegan del espacio, arriban hasta nosotros las radioondas, es decir, las ondas de gran longitud. Puede decirse que fue Jansky, en 1932, el primero que detectó estas ondas procedentes del espacio, con una antena de 18 metros.

Mientras que los telescopios recogen las ondas de longitudes comprendidas entre 4.000 y 8.000 A, los radiotelescopios lo hacen con ondas de 1mm a 30m de longitud. Gran parte de los focos de radioondas emiten en la longitud de 21cm. Para detectar radiaciones cortas, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, así como en el infrarrojo, es necesario salir de la atmósfera. Así, los instrumentos astronómicos de los satélites y sondas son capaces de recoger estas ondas, abriendo nuevos y fantásticos caminos en la tarea de desentrañar los misterios del Universo.

La radioastronomía ha revolucionado la cosmología: el descubrimiento de los quasars en 1963 y de la radiación cósmica a 3 Kelvin abrieron las puertas a nuevas interpretaciones sobre el Universo y sus orígenes. El tipo predominante de radiotelescopio es el reflector paraboloidal. La antena recoge las señales de radio, éstas se concentran en el foco pasando a un receptor para ser amplificadas. Finalmente pasan a un registrador, después de que se hayan eliminado perturbaciones o ruidos.

Dentro de los radiotelescopios con montaje ecuatorial se encuentra el Observatorio de Green Bank, en Virginia Occidental (Estados Unidos), con una antena de 42 m y que opera con frecuencias de hasta 8.000 MHz/s. Con montaje altacimutal destaca el de Jodrell Bank, en Manchester, con una antena de 76 metros. Para abordar este proyecto, debían resolverse grandes problemas de ingeniería: su construcción comenzó en el otoño de 1.952 y duró cinco años, hasta que el Mark 1 estuvo listo para funcionar. En 1965 se conectó el Mark 1 con un telescopio orientable de 25 metros situado a 127 Km. de distancia, con lo que se consiguió un poder de resolución de 0,025 segundos de arco. En 1964 se terminó la construcción del Mark 2, el primer gran instrumento controlado por ordenador, y se ha utilizado también acoplado al Mark 1 como interferómetro. En 1966 se terminó el Mark 3, que se construyó inicialmente como elemento móvil para un interferómetro, pero su colocación inicial en un punto a 24 Km. al suroeste de Jodrell Bank resultó tan acertada, que desde entonces no se le ha desplazado.

En Effelsberg, a 30 Km. al suroeste de Bonn, se encuentra el mayor radiotelescopio orientable, administrado por el Instituto Max Plank para la radioastronomía, de 100 metros de diámetro, que se comenzó a construir en 1968 y se terminó cuatro años después. Su coste ascendió a 27 millones de marcos (del 72), y se pueden hacer observaciones desde 92 cm a 4 mm. Se utiliza para observar radiación continua sobre banda ancha (núcleos de galaxias, quasars, nebulosas de emisión, restos de supernovas), radiación polarizada (núcleos activos de galaxias, pulsars), moléculas, hidrógeno interestelar. En colaboración con los astrónomos franceses, el Max Plank ha instalado en el Pico Veleta un radiotelescopio de 30 metros para ondas milimétricas.

También existe en España otro radiotelescopio altacimutal de 13,7 metros, instalado en Yebes (Guadalajara). Otros radiotelescopios de este tipo son los Uzbekistán, de 70 metros, el de Nobeyama (Japón), de 45 metros y el de 67 metros de Parkes (Australia), en el hemisferio Sur.

Con montaje en una dirección destacan el de la Universidad de Ohio, con antena plana de 50x6,5 metros, el de Nanlay, en Meudon, Francia, y el de Pulkovo en Leningrado. La Estación radioastronómica de Nanlay funciona desde 1953 para el estudio de las radioondas de longitudes comprendidas entre 1 cm y 10 m. Entre los numerosos instrumentos allí instalados, destacan el gran radiotelescopio y el interferómetro. El primero está dotado de una enorme superficie receptora de 8.000 metros cuadrados, y puede seguir durante una hora a la fuente emisora pasando el meridiano. Localiza, además de las ondas de 21 cm, las nubes de hidrógeno neutro de la Galaxia, y puede medir los desplazamientos radiales, permitiendo el estudio de las relaciones entre estos elementos y la abundancia de estrellas en las galaxias lejanas.

El observatorio de Arecibo, en Puerto Rico, tiene, como instrumento principal, un radiotelescopio de más de 300 metros de diámetro máximo, y radio de curvatura 265 metros. Está situado en un pequeño cráter, y alrededor del casquete se construyó un muro de cemento armado que sirve de anclaje a los cables que lo sustentan. En 1974 se reconstruyó toda la superficie esférica con 38.778 paneles de aluminio de un espesor de 1 mm y 12 metros de superficie, pudiéndose regular individualmente cada uno de ellos. Sobre cada panel hay una diana de color blanco; un potente láser situado en la plataforma colgante puede mandar un rayo luminoso sobre una cierta diana a través de un ordenador, mediante un sistema de espejos móviles. Utilizado como radar, cuando funciona el transmisor más potente, a una longitud de onda de 13 cm, el haz de radiación que resulta podría ser recibido por otro radiotelescopio igual, que estuviera situado en un punto cualquiera de la Galaxia. Los principales descubrimientos realizados por este impresionante radiotelescopio son:

la rotación de Mercurio. Utilizado como radar, demostró que este planeta tiene un período de rotación de 58,6 días. Los anillos de Saturno: están formados por bloques de hielo en varios estratos (confirmado por las fotografías que envió el Voyager). La superficie de los satélites mayores de Júpiter, Calixto, Ganimedes y Europa, está  cubierta de hielo. La rotación de Venus, igual a 243,09 días, así como los volcanes, mesetas, cadenas montañosas y cráteres de este planeta. Usado como receptor radioastronómico, recoge datos sobre el pulsar de la Crab Nebula, mostrando que el ritmo de sus impulsos se acelera a 36.000 millonésimas de segundo al día.

Las observaciones realizadas en Arecibo sobre tres quasars particulares, confirma la teoría según la cual estos objetos potentísimos se encuentran en los límites del Universo observable, a unos 15.000 millones de años luz, y se alejan a una velocidad próxima a la de la luz.

Conectando radiotelescopios entre sí, a grandes distancias, se obtienen poderes de resolución muy superiores: es la técnica de los interferómetros, basados, de alguna manera, en el interferómetro de Young. La tecnología más reciente permite aumentar el poder de resolución y evitar la necesidad de cualquier conexión, utilizando relojes atómicos capaces de marcar el tiempo sin errar más de una parte sobre 100.000. Es posible tomar dos relojes atómicos, sincronizarlos entre sí y transportarlos cada uno a una antena diferente. La señal eléctrica de la antena se registra mediante cinta magnética usando el reloj atómico como referencia de tiempo. Después se llevan las dos cintas a una calculadora que facilita, con un desarrollo matemático, similar el interferómetro.

Una de las antenas puede situarse en un satélite en órbita, o incluso, en el suelo lunar. Como el poder de resolución del interferómetro depende de la distancia entre las antenas, las posibilidades de estos instrumentos astronómicos son, casi, ilimitadas.  

2.- SINTESIS

A) TELESCOPIOS

 Existen dos ventanas en la atmósfera permeables a las ondas electromagnéticas que llegan del espacio. Una de ellas permite la entrada de las ondas del espectro visible, desde el violeta hasta el rojo: los telescopios son capaces de observar estas radiaciones. El primer telescopio, de tipo reflector, lo utilizó Galileo en 1609, descubriendo, entre otras cosas, las lunas de Júpiter. El primer telescopio, de tipo reflector, lo utilizó Newton en 1671. Sustituyó la lente, origen de la aberración cromática, por un espejo cóncavo de 2,5 m de di metro.

Las partes fundamentales del telescopio son el objetivo y el ocular. Las características del objetivo son la potencia y el poder de resolución: ambos vienen determinados por el diámetro o abertura. El ocular se caracteriza por la distancia focal, que determina el aumento con que trabaja el telescopio.

Los tipos principales de reflectores son el Newton, el Cassegrain y el Schmidt.

Existen dos tipos de monturas: azimutal y ecuatorial. Con la primera, hay que realizar dos movimientos para seguir el movimiento de un astro. Con la segunda, solamente uno. La observación fotográfica y la espectroscopia son ramas indispensables en el estudio del Universo.

Dentro de la observación fotográfica destaca la placa fotográfica, la célula fotoeléctrica, el tubo fotomultiplicador, el conversor, el CCD y la cámara de televisión. La espectroscopia nos muestra la composición de las fuentes electromagnéticas que llegan hasta nosotros procedentes del espacio. Los tipos de espectros son los de emisión continuos, de rayas brillantes, de absorción continuos y de rayas de absorción.

B) RADIOTELESCOPIOS

 Las radiaciones de onda larga, entre 1 mm y 30 m, son recogidas por los radiotelescopios, siendo el tipo predominante el reflector paraboidal. Constan, fundamentalmente, de una gigantesca antena que recoge las débiles señales de radio, las concentra en el foco, las amplifica, elimina los ruidos y las registra.

Atendiendo al montaje, los radiotelescopios pueden ser ecuatoriales, azimutales, en una dirección o estáticos. Algunos de los principales radiotelescopios, tratados en el Análisis, son: Green Bank, en Virginia Occidental, Estados Unidos, con antena de 42 m y operando con frecuencias de hasta 8.000 MHz. Jodrell Bank, en Manchester, Inglaterra, con antena de 76 m. Effelsberg, en Bonn, Alemania, que realiza observaciones desde 92 cm a 4 mm. Uzbekistán, en la ex-Unión Soviética, con antena de 70 m Nobeyama, en Japón, con antena de 45 m. Universidad de Ohio, en Estados Unidos, con antena plana de 50 por 6,5 m. Nanlay, en Meudon, Francia, que realiza observaciones de radioondas de longitud comprendida entre 1 cm y 10 m. Arecibo, en Puerto Rico, con antena de 300 m. Los interferómetros, instrumentos con enormes poderes de resolución, se obtienen conectando radiotelescopios entre sí. El poder de resolución de un interferómetro depende, fundamentalmente, de la distancia entre las antenas conectadas.

3.- CRITICA

 He aquí unos cuantos libros básicos para iniciarse en el mundo de la Obsevación astronómica.

ASTRONOMIA PARA TODOS

PROGRAMA DE ENSEÑANZA ABIERTA A DISTANCIA

UNIVERSIDAD NACIONAL DE EDUCACION A DISTANCIA

Prof.Dr. Luis Rosado

Texto Básico. 2ª edición. Madrid 1999.

El primer capítulo de este libro aborda el tema de la luz y los telescopios, las radioondas y los radiotelescopios. El estilo es ameno, didáctico, fácil de asimilar: se lee con verdadero deleite. Introduce al lector en los conocimientos básicos de los telescopios, con breves reseñas históricas, que siempre se agradecen. La imagen de las "ventanas" permeables a la radiación es muy intuitiva, con una exposición del espectro electromagnético introductoria. Se describe someramente el funcionamiento de los distintos tipos de telescopios, así como las monturas, y se pone de manifiesto la importancia de la observación fotográfica, desde la placa fotográfica al CCD.

La parte correspondiente a telescopios ópticos se cierra con una lista de los telescopios más grandes del mundo, en orden decreciente de diámetro de su objetivo. (A propósito del número 1 de la lista, el de Cerro Paranal en Chile, este observatorio es el mismo que el denominado "Las campanas", que aparece en el vídeo "En directo desde el Universo", de la colección Astronomía vídeo, de Orbis-Fabbri.

El estudio de los radiotelescopios se inicia con una breve, pero ilustrativa, descripción del funcionamiento de un radiotelescopio, siguiendo con un escueto desarrollo histórico de la aparición de estos instrumentos. Se pasa después a describir una serie de radiotelescopios clasificados por sus monturas, para, finalmente, entrar en el campo de los interferómetros, resaltando su importancia en la reciente radioastronomía, y destacando sus enormes posibilidades en el estudio de radiofuentes lejanas, como los quasars y las radiogalaxias de los confines del Universo.

EL UNIVERSO

ENCICLOPEDIA SARPE DE LA ASTRONOMIA

DIRECCION DE LA OBRA: PIERO TEMPESTI

VOLUMEN 4. ROMA 1.992

La Enciclopedia SARPE de la Astronomía es una vasta obra compuesta por 7 tomos, que abarca todas las ramas de esta Ciencia, profundizando en casi todos los temas que trata. Es una buena obra de consulta para iniciados, pues en ella se puede ampliar cualquier conocimiento adquirido en libros más asequibles, que requiera una profundización.

El Volumen 4 de la colección está dedicado casi totalmente a los telescopios y a los radiotelescopios. Comienza con una descripción detallada de los telescopios ópticos, con las características de los reflectores y los refractores, terminando este apartado con una interesante reflexión sobre las ventajas e inconvenientes de usar lentes o espejos. Continúa con otros tipos de telescopios, y dedica un breve (para la magnitud de la obra) apartado al uso de los telescopios.

Entra después en los oculares y los aumentos, incidiendo en el poder de separación de los telescopios y el centrado de las partes ópticas de un telescopio, así como los montajes mecánicos, dando unos consejos útiles sobre los aumentos para la observación. A continuación dedica un amplio espacio a la fotografía de estrellas, describiendo detalladamente los telescopios Schmidt. Luego incursiona en el terreno de los aficionados a la Astronomía, en donde incluye una biblioteca del astrófilo, muy interesante, y una larga exposición sobre planetarios, desde su finalidad a la descripción minuciosa de algunos, como los planetarios alemanes.

Antes de pormenorizar sobre los grandes telescopios modernos, hace una incursión sobre la luz, con una amplia exposición de las teorías sobre su naturaleza. Pasa a continuación a la radioastronomía, iniciando el tema con las investigaciones de Reber. Después de repasar los sorprendentes descubrimientos que sobre esta rama se consiguieron en los años sesenta, termina con un estudio de los interferómetros, y una incursión en la astronomía infrarroja, el proyecto IRAS y la astronomía espacial (aquí, debido a que el libro es del año 92, se nota la falta de actualidad). Sin embargo, describe los satélites para el ultravioleta y el Space Telescope.

La parte final del libro la dedica a los grandes observatorios. Por aquí desfilan, en una larguísima y pormenorizada exposición, donde no falta la historia de cada uno de ellos desde su construcción hasta principios de los ochenta, los más importantes observatorios del mundo, como Mount Stromlo, Siding Spring, David Dunlap, Cerro Tololo, París-Meudor, Meudon, Effelsberg, Tantenburg, Tokio, Edimburgo, Greenwich, Jodrell Bank, Arcetri, Leyde, Arecibo, Harvard, Kit Peak, Mauna Kea, McDonald, Mount Wilson, Mount Palomar, Sproul, etc.

VENTANAS AL UNIVERSO. MANUAL DE USO DEL TELESCOPIO

ARTHUR P. SMITH

BIBLIOTECA DE DIVULGACION CIENTIFICA

EQUIPO SIRIUS. MADRID 1999

Este pequeño libro de iniciación, contiene, en sus 81 páginas, respuestas a preguntas como: ¿qué ocular hay que usar?, ¿cómo se debe enfocar a las estrellas?, ¿cuál es el funcionamiento de la montura? ¿dónde se debe buscar la nebulosa de Orión o la galaxia de Andrómeda?. El texto está escrito como una primera ayuda para la resolución de estas dudas. En sus páginas se encuentran las respuestas a esas cuestiones que primero se plantea el aficionado cuando por primera vez se dispone a realizar una observación, explicadas en un lenguaje claro y asequible.

Desde la manera de orientar el telescopio hasta una somera descripción de los cielos para realizar observaciones sencillas, pasando por los tipos más comunes de instrumentos de observación.

DICCIONARIO ILUSTRADO DE ASTRONOMIA Y ASTRONAUTICA

TRADUCCION DE J. HERRERO DEL LOMGMAN DICTIONARY

EDITORIAL EVEREST, LEON 1997

Diccionario muy útil para los principiantes. En la parte "Instrumentos astronómicos", define, de manera clara y concisa, una serie de conceptos básicos, como lentes, espejos, objetivos, aberturas, imagen, foco, distancia focal, aumento, resolución, límite de Dawes, aberración cromática, apocromática, reflector de Newton, de Cassegrain, de Gregorio, de Ritchey-Chretien, de Dall-Kirkham, catadióptrico, de Schmidt, de Maksutov, tipos de monturas, espectrómetro, dispositivo de acoplo de carga (CCD), interferómetros, radiointerferómetros, etc. Constituye una obra de consulta muy útil, de fácil lectura, conteniendo además gran cantidad de ilustraciones que enriquecen el texto, como las correspondientes a los tipos de telescopios, los soportes altazimutal y ecuatorial, el espectroscopio, la célula fotoeléctrica, el comparador, la cruz de Mills, el interferómetro o la astronomía radárica.

                                                        © 1997 Javier de Lucas