Los telescopios astronómicos pueden ser dComo dincionan loatrlesopiaiose varios tipos, según que sus elementos ópticos sean reflectores o refractores.
Como ya se vio, el primer telescopio fue refractor, pero con el gran inconveniente de su gran aberración cromática.
En un principio se trató de solucionar el problema usando relaciones focales muy grandes, algunas veces superiores a 100.
Esta relación focal f/# está definida como el cociente de la distancia focal f del objetivo entre el diámetro D del mismo, como sigue:
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Las grandes relaciones focales disminuían grandemente el efecto de las aberraciones y producían una imagen muy amplificada, pero a cambio de ello el telescopio era muy inestable, incómodo y, sobre todo, muy poco luminoso. Empíricamente, se encontró que la relación focal de una lente simple cuya aberración cromática no es objetable, debe ser superior a:
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donde el diámetro D de la abertura está dado en centímetros. Johannes Hevelius construyó telescopios con relaciones focales superiores a f /l 00.
Éstas fueron las motivaciones que llevaron a la invención del telescopio reflector. Desafortunadamente, el telescopio reflector también tenía sus propios problemas. Una superficie reflectora requiere ser tallada con mucha mayor precisión que una refractora, y encima de ello generalmente tiene que ser una cónica de revolución, es decir, un paraboloide, elipsoide o hiperboloide, la cual es mucho más difícil de tallar y probar que una esférica. Otro problema de los primeros telescopios reflectores es que como no se conocían los métodos para metalizar una superficie de vidrio, se hacían de metal, haciendo la superficie óptica fácilmente deformable con el calor. La superficie reflectora, además, se oxidaba con suma facilidad.
Al descubrirse el objetivo acromático, la superioridad del telescopio refractor fue indudable, por lo que casi quedaron olvidados los reflectores. Con el desarrollo de los métodos para el metalizado de vidrio, de vidrios que no se deforman con los cambios de temperatura, y de las técnicas para el tallado y prueba de superficies ópticas, los telescopios reflectores volvieron a tener gran popularidad sobre los refractores. A continuación se describirá la historia de estos dos tipos de telescopios.
Los telescopios refractores no progresaron mucho ni fueron muy populares después de la invención del telescopio reflector, debido a las grandes aberraciones que tenían, sobre todo las cromáticas. Es bien conocido el hecho de que Newton fue el primero que exploró la posibilidad de construir una lente acromática con dos lentes, una positiva y otra negativa, que tuvieran aberraciones opuestas. Desafortunadamente, Newton trató mediante un experimento verificar si el poder cromático dispersor de una substancia siempre era directamente proporcional al poder refractivo o índice de refracción, habiendo llegado al resultado de que sí era éste el caso. Esto lo hizo aumentando el indice de refracción del agua hasta igualarlo con el del vidrio, mediante la adición de un compuesto de plomo. La conclusión errónea fue que en todas las substancias el poder cromático dispersor era directamente proporcional al poder refractivo, por lo que era imposible construir una lente acromática. Este error en un investigador de la importancia de Newton hizo que la invención del telescopio acromático se retrasara más de tres cuartos de siglo. Robert Hooke nunca estuvo de acuerdo con la conclusión de Newton, y llegó a proponer la construcción de una lente acromática a base de vidrios y líquidos, pero nunca puso la idea en práctica.
El primer telescopio acromático fue probablemente diseñado por Chester Moor Hall en Essex en 1729 y construido por George Bast en Londres en 1733, con una abertura de alrededor de cinco centímetros. Esta invención no tuvo mucha influencia, hasta que fue de nuevo traída a la luz y patentada por John Dollond en 1758 en Inglaterra. Es interesante saber que Dollond estaba de acuerdo con Newton sobre la imposibilidad de construir un objetivo acromático, pero cambió de idea. Sus últimos años los dedicó, junto con su hijo Peter Dollond, a perfeccionar estos objetivos, que fueron bautizados con el nombre de acromáticos por el astrónomo aficionado John Bevis.
El principal obstáculo en el desarrollo de los objetivos acromáticos era el conseguir vidrio óptico lo suficientemente claro y homogéneo como ahora lo tenemos. Un artesano suizo llamado Pierre Louis Guinand, en 1784, al interesarse en construir telescopios y ver que la limitación principal era el vidrio óptico, se propuso investigar cómo producirlo. Después de una gran actividad a lo largo de muchos años, logró producir discos de vidrio óptico de calidad aceptable, con un diámetro hasta de 30 cm. Se ha dicho con justicia que Guinand es el fundador de la industria del vidrio óptico en el mundo.
En sus últimos años Guinand unió sus esfuerzos con los de Joseph von Fraunhofer, considerado el padre de la astrofísica, a quien le transmitió todos sus conocimientos. Fraunhofer logró además construir y diseñar un doblete acromático razonablemente corregido por aberraciones, como el que se muestra en la figura 15.
Figura 15. Objetivo acromático de Fraunhofer.
Con el fin de corregir con mayor perfección la aberración cromática, además de otras aberraciones, se diseñó una gran variedad de configuraciones ópticas.
Alrededor de 1850, Alvan Clark, pintor de retratos, tuvo enorme popularidad por su tremenda habilidad para tallar y figurar lentes con gran precisión. En sociedad con sus dos hijos estableció una empresa que muy pronto adquirió considerable reputación por la gran calidad de sus objetivos de telescopio. Uno de sus trabajos más conocidos es el del telescopio refractor de 65 cm de diámetro para el Observatorio Naval de los Estados Unidos en Washington.
El objetivo de este telescopio se construyó con la forma de una lente positiva equiconvexa y una lente negativa cóncavo-convexa, separadas por una pequeña distancia, como se muestra en la figura 16(a). Tanto la aberración de esfericidad como la cromática están muy bien corregidas en este sistema.
Un objetivo muy usado a principios de este siglo es el llamado doblete astrográfico que se muestra en la figura 16(b). Es una variación de la llamada lente de Pezval, que tiene las siguientes dos propiedades muy importantes: a) El sistema es muy compacto, pues su distancia focal efectiva es mayor que la distancia de la lente frontal al foco; b) La superficie focal es plana, pues la curvatura de campo está corregida.
Figura 16. Algunos objetivos refractores de telescopio. (a) Objetivo de Clark. (b) Objetivo astrográfico. (c) Triplete de Cooke. (d) Objetivo de Ross. (e) Objetivo fotovisual.
El triplete Cooke fue diseñado al final del siglo pasado por Dennis Taylor para la compañía T. Cooke and Sons. Desde el punto de vista del diseño, este objetivo es sumamente importante, pues posee justamente el número de lentes y separaciones necesarias para corregir todas las aberraciones, para un campo y abertura moderados (Figura 16[c]).
La lente de Ross, que se muestra en la figura 16(d), tiene una excelente corrección de las principales aberraciones en un campo muy amplio, de más de 20 grados con relaciones focales tan bajas como f / 5. El observatorio de Lick, en Monte Hamilton, California, tiene una lente tipo Ross de 50 centímetros de abertura con una relación focal f /7, y un campo de 20 grados.
Otro objetivo con cierta popularidad es el llamado fotovisual, que se muestra en la figura 16(e).
El telescopio reflector fue considerado una posibilidad por gran número de investigadores del siglo XVII, entre otros por Zucchi, Cavalieri, Mersenne y Descartes, pero ninguno de ellos puso sus ideas en práctica. En 1663, James Gregory, famoso matemático escocés, publicó un libro titulado Optica promota, en el cual describió el elegante sistema que se muestra en la figura 17(a), donde la luz se refleja en un espejo elipsoidal, para llegar al ocular a través de una perforación en el espejo primario parabólico. Este sistema, sin embargo, no tuvo ningún éxito debido a las dificultades para tallar estas superficies con la precisión requerida. Gregory visitó Londres en 1663, donde Collins le puso en contacto con Richard Reive, el fabricante de instrumentos más importante en la capital, quien intentó construir los espejos, pero fracasó.
Figura 17. Algunos objetivos reflectores de telescopio. (a) Gregoriano. (b) Newtoniano. (c) Herscheliano. (d) De Cassegrain.
La ventaja de este sistema es que la imagen se observa erecta. El principal problema de este diseño es que las superficies eran sumamente difíciles de construir. Robert Hooke fue el primero que logró en 1974 construir un telescopio gregoriano, pero sin resultados muy exitosos. La superficie ideal para el espejo primario es la de un hiperboloide de revolución, y la del secundario es la de un elipsoide, también con simetría de revolución.
El siguiente intento de lograr un telescopio reflector fue el de Sir Isaac Newton (1645-1727), quien en mayo de 1672 escribió: "La Optica promota del señor Gregory acaba de caer en mis manos... y tuve así la ocasión de considerar ese tipo de construcciones." Newton consideraba que el telescopio reflector era la única alternativa razonable para evitar la aberración cromática de las lentes, pues escribió:
Cuando comprendí esto, abandoné mis anteriores trabajos sobre cristal; porque vi que la perfección de los telescopios estaba hasta la fecha limitada no tanto por el logro de cristales exactamente configurados de acuerdo con las prescripciones de los autores de óptica (lo cual todos han conseguido más o menos hasta ahora) sino porque esa luz es en sí misma una mezcla heterogénea de rayos diferentemente refrangibles. Así pues, por muy exactamente configurados que fueran los cristales para reunir todo tipo de rayos en un solo punto, no podían lograrlo plenamente, puesto que aun teniendo la misma incidencia sobre el mismo medio estaban sujetos a sufrir distintas refracciones. Ni, pensé, tras comprobar lo grande que era la diferencia de refrangibilidad, podrían llegar los telescopios a una perfección superior a la que tienen ahora.
El telescopio construido por Newton tenía una amplificación aproximadamente de 40 y la configuración que se ilustra en la figura 17(b). El espejo era metálico, de una aleación conocida entonces como metal de campana y que constaba de seis partes de cobre y dos de estaño. Newton propuso que el espejo tuviera configuración esférica, aunque ya sabía que lo ideal era un paraboloide de revolución. La razón era de tipo práctico, pues una buena superficie óptica era muy difícil de construir y de probar. Newton sólo construyó dos pequeños telescopios reflectores, que se asemejaban más a un juguete por su gran cantidad de imperfecciones ópticas.
La noticia sobre el telescopio construido por Newton corrió rápidamente entre los científicos de la época, y no pasó mucho tiempo sin que los rumores llegaran a los miembros de la Royal Society, que erróneamente consideraron que Newton era el inventor. Pero con justicia, a pesar de no ser el inventor, hay que concederle a Newton el mérito de un logro técnico muy importante. Bajo presión de sus colegas, Newton le prestó su telescopio a Barrow, quien lo llevó orgullosamente a Londres a finales de 1671, donde causó auténtica sensación. Newton presentó su telescopio a la Royal Society al ser elegido como fellow en 1672.
Después de Newton, varios investigadores, entre otros Robert Hooke, construyeron telescopios reflectores, pero el primer telescopio reflector digno de tal nombre, por su alto grado de perfección, fue construido por John Hadley en 1722. Con este telescopio fue posible medir el diámetro angular de Venus. Bajo el liderazgo de Hadley se logró un gran avance en las técnicas para el pulido de los espejos metálicos. Como la relación focal del telescopio de Hadley era grande (f /1O), no fue necesario darle forma parabólica al espejo, sino que fue suficiente con una forma esférica. Con este telescopio se efectuaron observaciones que desembocaron en descubrimientos astronómicos tales como la división y sombra de los anillos de Saturno, la sombra proyectada sobre Júpiter por sus satélites y muchos otros.
Este tipo de telescopio es muy popular ahora entre los aficionados a la astronomía, por ser uno de los más fáciles de construir, como veremos más adelante en este libro. El espejo del telescopio reflector newtoniano tiene una distancia focal f igual a la mitad del radio de curvatura r del espejo, por lo que podemos escribir:
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Además del telescopio newtoniano, existen otras configuraciones. El telescopio inventado por Sir William Herschel en 1782 está formado por un paraboloide fuera de eje, como se muestra en la figura 17(c). Se propuso como alternativa para substituir al de Newton, eliminando la necesidad del pequeño espejo diagonal, lo cual era muy bueno dada la dificultad de metalizar el vidrio o de pulir el metal. Cada espejo introducía un mínimo de 40% de pérdidas luminosas, además de las aberraciones debidas a las imperfecciones del espejo. Herschel construyó un telescopio con 12.19 m de distancia focal. Con sus telescopios, Herschel logró avances muy importantes tanto en astronomía como en tecnología de telescopios. Modernamente esta configuración ya no se usa debido a la dificultad para obtener buenas paraboloides fuera de eje, y a la incomodidad de la posición de observación.
La configuración que se muestra en la figura 17(d) fue inventada por Guillaume Cassegrain, escultor al servicio de Luis XIV, en Francia, en 1672. Cassegrain propuso que los espejos fueran esféricos, por lo que fue injustamente criticado por Newton, cuando él mismo había usado un espejo esférico en su telescopio.
En 1861, William Lasell construyó en Malta dos de los mayores telescopios reflectores con espejo metálico, con configuración newtoniana. Uno de ellos tenía un diámetro de 60 centímetros, y con él descubrió el satélite Tritón de Neptuno. El segundo telescopio tenía un diámetro de 120 centímetros e incluía la innovación de tener montura ecuatorial, como se describe en la sección para monturas en este libro.
El siguiente telescopio reflector en construirse fue el llamado "gran telescopio de Melbourne", en Sydney, Australia. De acuerdo con la Royal Society y la British Association, se planeaba construir un telescopio de gran potencia óptica, para lo cual se nombró un comité formado por Lassell, Airy, Adams, Lord Rosse, Nasmyth, John Herschel y todo el Consejo de la Royal Society. Después de detallados estudios, se decidió construir un telescopio tipo Cassegrain con espejos metálicos, con diámetro de 120 centímetros. Por lo difícil que se veía el proyecto, Lassell ofreció regalar su telescopio de 60 centímetros, pero no se lo aceptaron por pequeño. Entonces ofreció su telescopio de 120 centímetros, pero tampoco lo aceptaron por grande e incómodo.
El telescopio se construyó, con un costo muy elevado, pero el resultado fue una imagen pésima. La principal causa del fracaso fue no haber hecho los espejos de vidrio y luego metalizarlos con el proceso químico recién descubierto por Leon Foucault en Francia. Se consideró esta posibilidad, pero luego se descartó por considerarla muy nueva para ser confiable. El fracaso, que se conoce como la "gran calamidad de Melbourne", fue tan grande que desalentó por completo la construcción de más telescopios reflectores, y a partir de entonces por muchos años se le dio preferencia a la construcción de los telescopios refractores.
Después de muchos años y con más confianza en las técnicas que Jean Bernard Leon Foucault desarrolló, una para depositar plata sobre el vidrio, y otra aún muy usada y conocida para determinar la calidad de una superficie óptica, los telescopios reflectores se hicieron mucho más populares que los refractores. Los telescopios astronómicos modernos son ahora casi todos de este tipo.
Figura 18. Secciones cónicas
Es frecuente en los sistemas ópticos, sobre todo en los telescopios, que la superficie esférica tenga que ser sustituida por una cónica de revolución con el fin de eliminar las aberraciones, sobre todo la de esfericidad. Una superficie cónica de revolución es aquella que se obtiene rotando una curva cónica alrededor de uno de sus ejes de simetría. Estas curvas, que fueron estudiadas por Descartes, se denominan cónicas porque se obtienen haciendo cortes a un cono, como se ilustra en la figura 18. La geometría analítica se encarga de estudiar con detalle las propiedades de estas curvas, y cada una de ellas se representa por una ecuación característica. Por razones sencillas de comprender, en óptica conviene expresar estas curvas por una sola ecuación general, en la que estén contenidas todas las cónicas, las cuales se pueden obtener simplemente cambiando un parámetro que representaremos por K. Este parámetro está relacionado con la llamada excentricidad e, que se estudia en la geometría analítica por medio de la relación: K = — e². Esta ecuación que representa una superficie óptica es:
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donde c es la curvatura cerca del origen, la cual es el inverso del radio de curvatura (c = 1 / r). S es la distancia del eje óptico a un punto sobre la superficie, y z es la sagita de la superficie. La constante K, a la que llamamos constante de conicidad, es entonces la que determina el tipo de superficie, según el siguiente cuadro:
CUADRO 6. Tipo de superficie, según la constante de conicidad
Hiperboloide
K < — 1
Paraboloide
K = — 1
Esferoide prolato o elipsoide
— 1 < K < 0
(Elipse rotada sobre su eje mayor)
Esfera
K = 0
Esferoide oblato
K > 0
(Elipse rotada sobre su eje menor)
La figura 19(a) muestra los perfiles de estas superficies, todas ellas con el mismo radio de curvatura en el vértice. Aquí conviene dar una definición muy usada, que nos dice que una esfera es osculadora a una superficie cónica cuando la esfera y la superficie tienen la misma curvatura o radio de curvatura en el vértice. El término osculador viene del latín "ósculo", que significa beso. Como ejemplo, en la figura 19(b), la esfera que está sobre el paraboloide es osculadora a él porque tienen el mismo radio de curvatura en las cercanías del vértice. En cambio, la esfera que está debajo de él no lo es. Esta esfera que está debajo toca al paraboloide en el vértice y en la periferia, pero no tiene el mismo radio de curvatura. En cambio, está mucho más cercana al paraboloide, por lo que recibe frecuentemente el nombre de esfera más cercana.
Figura 19. Perfiles de las superficies cónicas. (a) Familia de cónicas con el mismo radio de curvatura, pero diferente constante de conicidad. (b) Parábola con su esfera osculadora y su esfera más cercana.
Un espejo esférico estará libre de aberración de esfericidad sólo si el objeto se coloca cerca de su centro de curvatura, en cuyo caso la imagen estará también ahí.
Si el objeto está al infinito, como en el caso de los objetos que se observan con un telescopio, la imagen estará desprovista de aberración de esfericidad sólo si el espejo tiene la forma de un paraboloide, como se muestra en la figura 20(a). Por esta razón el espejo de un telescopio newtoniano idealmente debe tener esta forma.
Por desgracia, aunque un espejo parabólico está desprovisto de aberración de esfericidad, tiene en cambio una coma muy grande, cuya magnitud está dada por
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donde la comas se mide en la dirección sagital, como se muestra en la figura 7(a), y está expresada en segundos de arco. La variable h representa la distancia de la imagen de la estrella al eje óptico en grados. Debido a esto es conveniente que un telescopio tenga una relación focal grande.
Un paraboloide convexo forma una imagen virtual sin aberración de esfericidad de un objeto al infinito, como se muestra en la figura 20(b).
Si el objeto y la imagen están en diferentes posiciones, pero a distancias finitas, los espejos que pueden producir imágenes sin aberración de esfericidad tendrán forma elipsoidal o hiperboloidal, según el tipo de objeto o imagen, como se ve en las figuras 20(c) a 20(f).
Figura 20. Imágenes libres de aberración de esfericidad en espejos cónicos: (a) Espejo parabólico cóncavo, con objeto al infinito e imagen real. (b) Espejo parabólico convexo, con objeto al infinito e imagen virtual. (c) Espejo elipsoidal cóncavo, con objeto en uno de los focos e imagen real en el otro foco. (d) Espejo elipsoidal convexo, con objeto virtual en uno de los focos e imagen virtual en el otro. (e) Espejo hiperbólico cóncavo, con objeto en uno de los focos e imagen virtual en el otro. (f) Espejo hiperbólico convexo, con objeto en uno de los focos e imagen virtual en el otro.
CÁLCULO DE UN TELESCOPIO CASSEGRAIN
El moderno telescopio Cassegrain está formado por dos espejos, el primero paraboloidal y el secundario hiperboloidal. Esta forma de los espejos tiene el propósito de eliminar la aberración de esfericidad en ambos espejos. Esta forma de los espejos no sólo evita la aberración de esfericidad en el foco secundario o Cassegrain, sino también en el foco primario. Por lo tanto, si se desea menor amplificación a cambio de mayor luminosidad, es posible quitar el espejo secundario y usar sólo el primario.
A fin de entender cabalmente cómo funciona un telescopio Cassegrain, es necesario explicar lo que es la distancia focal efectiva de un sistema óptico. Si el sistema óptico es una sola lente o doblete, como en el caso de los telescopios de Galileo y de Kepler, la distancia focal es la distancia de la lente al foco. Sin embargo, si el sistema está formado por dos lentes, o espejos separados entre sí, la distancia focal efectiva del sistema es la de una lente delgada equivalente, con la misma abertura de entrada, que produzca un haz refractado convergente, con el mismo ángulo que el producido por el sistema de dos elementos. Así, en la posición donde estaría esta lente delgada equivalente, se encuentra el llamado plano principal, que se ilustra en la figura 21(a). Usando esta definición, para un sistema de dos lentes o espejos separados por una distancia d se puede demostrar que su distancia focal efectiva está dada por:
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Un telescopio Cassegrain tiene una distancia focal efectiva F, cuya magnitud se ilustra en la figura 21(a), mucho menor que la separación entre los espejos, por lo que el telescopio es muy compacto. Típicamente tiene una distancia focal efectiva tres o cuatro veces mayor que la longitud del telescopio, en contraste con el newtoniano, donde la distancia focal es justamente la longitud del tubo. A fin de hacer el cálculo de un telescopio de este tipo, definiremos ahora las siguientes cantidades, algunas de ellas marcadas en la figura 21(b).
D1= Diámetro del espejo primario.
D2 = Diámetro del espejo secundario, con un campo de diámetro I en el foco Cassegrain.
D2 = Distancia focal efectiva del sistema.
F = Distancia focal efectiva del sistema.
f1 = Distancia focal del espejo primario.
f 2 = Distancia focal del espejo secundario.
d2 = Diámetro del espejo secundario cuando I = 0.
I = Diámetro del campo en el plano Cassegrain.
l = Separación entre los espejos.
S = Distancia del vértice del espejo primario al foco Cassegrain.
r1 = Radio de curvatura del espejo primario.
r2 = Radio de curvatura de espejo secundario.
Figura 21. Telescopio Cassegrain. (a) Distancia focal efectiva. (b) Algunos parámetros importantes. (c) Blindajes de luz. (d) Esquema de un telescopio Coude-Cassegrain.
El diseño de un telescopio Cassegrain se inicia, en primer lugar, definiendo valores para los parámetros D1, F, f1, S, I. Entonces, los radios de curvatura se encuentran con las relaciones:
r1 = - 2 f1
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r2 = 2 f2
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La separación entre los espejos está dada por:
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El diámetro del espejo secundario con una imagen puntual, es decir, con un campo muy pequeño, está dado por:
d2 = (f1 - l)
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y el diámetro con una imagen de diametro I en el foco secundario está dada por:
D2 = d2 + I
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La distancia focal del espejo secundario se calcula con la fórmula:
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Las constantes de conicidad de los espejos de un telescopio Cassegrain son iguales a -l para el espejo primario, puesto que es un paraboloide, e igual a K2 para el espejo secundario, según la fórmula:
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En el telescopio Cassegrain puede llegar luz al plano focal secundario o al ocular directamente, sin reflejarse antes en los espejos primarios y secundarios. Esto reducirá notablemente el contraste de la imagen, pero el problema se puede evitar mediante unos tubos que actúan como blindajes de la luz, como se muestra en la figura 21(c).
VARIANTES DEL TELESCOPIO CASSEGRAIN
Una modificación muy interesante del telescopio Cassegrain, ahora muy común en los observatorios astronómicos contemporáneos, es el telescopio Ritchey-Chrétien, cuyo diseño fue sugerido por el francés Henri M. Chrétien, y fabricado por George W. Ritchey en el observatorio de Monte Wilson en 1922. En este telescopio los dos espejos son hiperboloidales, y no como en el Cassegrain, donde el primario es paraboloidal. De esta manera, ambos espejos tienen aberración de esfericidad, pero de valor opuesto, de tal manera que el valor final sea cero. Esto es con el propósito de poder corregir no solamente la aberración de esfericidad, sino también la coma. A cambio de esto, se elimina la posibilidad de usar el espejo primario sin el secundario, pues la aberración de esfericidad está corregida en el sistema total, pero no en cada uno de los espejos individualmente.
Las constantes de conicidad de los espejos de un telescopio Ritchey-Chrétien están dadas por:
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para el espejo primario, y por
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El llamado telescopio de Dall-Kirkham tiene también la configuración Cassegrain básica, donde se han modificado también las constantes de conicidad de los espejos, pero con el propósito justamente opuesto al de Ritchey-Chrétien. Este telescopio tiene un espejo secundario esférico y un espejo primario elipsoidal, con una aberración de esfericidad opuesta a la del secundario. La motivación de su diseño fue facilitar la construcción del espejo secundario, sacrificando la calidad de la imagen, pues aunque la aberración de esfericidad está corregida, la coma aumenta notablemente. Por esta razón, este telescopio nunca es usado por profesionales.
Otra configuración interesante es la llamada de Coudé, que en realidad es una variante del Cassegrain. La relación focal de este telescopio es muy grande, a fin de que, mediante una combinación de espejos planos, el foco se pueda llevar a un lugar estacionario y fácilmente accesible por el observador. Como se muestra en la figura 21(d), en esta configuración el haz luminoso, por medio de los espejos planos, recorre una trayectoria a lo largo del eje polar, con la cual el punto de observación permanece en un lugar fijo, independientemente de la dirección en la que apunte el telescopio. Esto sin duda lo comprenderá el lector con mayor facilidad después de leer más adelante la sección sobre monturas.
LOS TELESCOPIOS CATADIÓPTRICOS
Un sistema catadióptrico es aquel que tiene como elementos ópticos tanto lentes como espejos. Hay varios ejemplos de telescopios de este tipo, pero los más importantes son los de Schmidt, Schmidt-Cassegrain, Maksutov y Maksutov-Cassegrain.
El sistema óptico de Schmidt, más que telescopio, es en realidad una cámara fotográfica cuya relación focal es muy corta (f /4 o menor). Esta relación focal corta le da un gran campo donde es necesario que tenga corregidas sus aberraciones. Este sistema es uno de los más sencillos y efectivos que se han diseñado y construido hasta la fecha. Fue inventado en 1932 por Bernhard Schmidt, del observatorio de Hamburgo en Bergedorf, Alemania. La vida de Schmidt es tan interesante como el sistema que inventó. Nació en la isla de Nargen, Estonia, en 1879. Cuando aún era niño hizo una lente convergente con el fondo de una botella, tallándola con arena muy fina contra el fondo de una salsera. También en su niñez fabricó pólvora, la cual introdujo en un tubo de metal. Un domingo en la mañana, mientras su familia fue a la iglesia, Schmidt le aplicó fuego a su arma, la que explotó con tal violencia que le arrancó el brazo derecho. Schmidt estudió ingeniería en el Instituto de Ingeniería de Gothenburg. Él mismo se sostuvo económicamente sus estudios haciendo espejos para telescopios de aficionados. En 1905 hizo su espejo más grande, de 40 cm de diámetro y relación f /2.26, para el Observatorio Astrofísico de Potsdam. Este trabajo lo llevó a cabo en tan sólo tres meses, sin ayuda, usando herramientas muy sencillas y con tan sólo la mano izquierda. Schmidt era tan individualista e independiente que nunca aceptó empleos de tiempo completo. Fue en 1926 cuando aceptó vivir en el Observatorio Hamburgo y participar allí en el trabajo con libertad absoluta. Fue aquí donde inventó su cámara.
La cámara Schmidt está formada por un espejo cóncavo de forma esférica, que tiene una placa correctora esférica muy delgada en su centro de curvatura. El principio de funcionamiento se puede explicar por medio de la figura 22(a). Si se coloca un diafragma circular o pupila en el centro de curvatura de un espejo esférico cóncavo, la imagen formada por un haz de rayos paralelos emitidos por un objeto puntual al infinito será idéntica para cualquier dirección. La razón de esto es que el sistema completo tiene simetría alrededor del centro de curvatura. Debido a esta simetría, el sistema no tiene coma, ni astigmatismo ni distorsión. Como no hay aberraciones cromáticas, las únicas aberraciones que quedan son la de esfericidad y la curvatura de campo. La aberración de esfericidad se puede eliminar sin perder la simetría sobre el centro de curvatura si se coloca una placa esférica muy delgada, con la forma adecuada, sobre el centro de curvatura, como se muestra en la figura 22(b). La placa es tan delgada que no introduce aberración cromática apreciable. La única aberración que queda es la curvatura de campo, pero ésta se puede compensar si por medios mecánicos se flexiona adecuadamente la placa fotográfica para darle forma esférica concéntrica con el espejo. Otra solución sería usar una lente plano-convexa como aplanadora de campo frente a la placa fotográfica, como lo sugirió el mismo Schmidt.
La cámara de Schmidt produce imágenes de sorprendente calidad sobre un campo angular muy grande, aunque tiene el problema muy importante de que la placa correctora es muy difícil de construir.
Una alternativa para el sistema de Schmidt, que usa el mismo principio de simetría alrededor del centro de curvatura, fue propuesto en 1941 por D. D. Maksutov en Moscú. Como se muestra en la figura 22(c), se coloca una lente con forma de menisco o cáscara esférica cerca del foco, con sus caras concéntricas con el espejo primario. Este sistema tiene varias ventajas, pero también desventajas con respecto al de Schmidt. El sistema es más compacto, por tener la placa correctora cerca del foco y no del centro de curvatura. La simetría alrededor del centro de curvatura es más completa, por lo que se pueden lograr campos más amplios. Las superficies de la placa correctora son más fáciles de tallar y probar por ser esféricas. En cambio, la corrección de la aberración de esfericidad no es tan buena como en el sistema de Schmidt. Además, la curvatura tan pronunciada de las superficies hace más caro el bloque de vidrio que se necesita para construirla.
Figura 22. Telescopios catadióptricos. (a) Principio de simetría usado en la cámara de Schmidt. (b) Cámara de Schmidt. (c) Cámara de Maksutov.
Independientemente de Maksutov, A. Bouwers, en Holanda, también experimentó y propuso varios sistemas concéntricos similares.
Los sistemas concéntricos de Schmidt y Maksutov han sido tan exitosos que se han usado para mejorar la calidad óptica de las imágenes del telescopio de Cassegrain. Como ya se describió, el sistema de Ritchey-Chrétien tiene eliminadas las aberraciones de esfericidad y coma, pero permanecen tanto el astigmatismo como la curvatura de campo. Otro problema de estos telescopios reflectores es la dificultad para tallar y probar las superficies parabólicas e hiperbólicas. Los sistemas de Schmidt-Cassegrain y de Maksutov-Cassegrain, que se muestran en la figura 23, no cumplen estrictamente con los requisitos de Schmidt o de Maksutov; sin embargo, la calidad de la imagen en estos telescopios es muy superior a la de los de tipo Cassegrain o Ritchey-Chrétien. Otra ventaja adicional muy importante es que las superficies de los espejos son esféricas, haciéndolas mucho más fáciles de construir. Una desventaja, sin embargo, es que las placas correctoras son caras y difíciles de construir, por lo que no se han construido telescopios muy grandes de estos tipos. Esta combinación de ventajas y desventajas ha hecho que estos sistemas sean bastante populares y se encuentran disponibles comercialmente en tamaños pequeños, con aberturas entre 10 y 30 cm. La figura 24 muestra dos diseños de telescopios de este tipo, elaborados por uno de los autores (D. M.).
Figura 23. Telescopios catadióptricos basados en el Cassegrain. (a) Telescopio Schmidt-Cassegrain. (b) Telescopio Maksutov-Cassegrain.
Figura 24. Diseños de dos telescopios catadióptricos. (a) Telescopio Schmidt-Cassegrain. (b) Telescopio Maksutov-Cassegrain.
Como hemos visto, el ocular negativo usado por el telescopio galileano tiene el gran problema de que si la pupila de salida se coloca en la pupila del ojo del observador, el objetivo debe tener un diámetro considerablemente grande para poder observar un campo amplio en grado razonable. Este problema no existe en el telescopio kepleriano, pues la pupila de salida queda colocada cerca del ojo del observador, aproximadamente a una distancia del ocular igual a su distancia focal, como se muestra en la figura 4(a). El campo está limitado por el diámetro de la lente ocular.
Si la distancia focal del ocular es grande, la pupila queda muy alejada del ocular, por lo que es fácil ver que el campo visual queda reducido. A fin de aumentar el campo, Huygens añadió al ocular otra lente convergente llamada lente de campo, cerca de la imagen real, como se muestra en la figura 4(b). Con esta lente Huygens no sólo logró su propósito de ampliar el campo acercando la pupila de salida al ocular, sino que además redujo notablemente las aberraciones, sobre todo la cromática lateral (Figura 25[a]).
Si se pretende medir las dimensiones de una imagen por medio de hilos colocados en el plano de ésta, se encuentran dificultades prácticas debido a que la imagen se encuentra entre las dos lentes. Para solucionar este problema, en 1783 Jesse Ramsden propuso el ocular que lleva su nombre, en el que la imagen del objetivo queda fuera del sistema ocular, como se muestra en la figura 25(b).
Todo ocular de dos componentes separadas, como los de Huygens y de Ramsden, tiene una distancia focal efectiva F, función de las distancias focales f1 y f2 de las componentes, y de su separación d, según la Ec. 29, ya dada.
En 1849, Kellner propuso un ocular un poco más complicado, en el que la lente del lado del ojo en el ocular de Ramsden se sustituyó por un doblete, con su componente negativa hacia afuera, como se muestra en la figura 25(c). Con ello se logra una corrección más completa de la aberración cromática lateral.
Los oculares de Huygens y de Ramsden logran un campo amplio con una lente del lado del ojo relativamente pequeña, gracias a que la pupila de salida queda muy cerca de ella. Esto tiene el inconveniente de que el observador tiene que colocar su ojo muy cerca del ocular, lo cual es incómodo, y en ocasiones imposible, si el observador usa anteojos. El ocular ortoscópico, diseñado por Abbe (Figura 25[e]), resuelve el problema eliminando la lente de campo, y en lugar de ella usando un ocular de diámetro grande y relativamente complejo, a fin de corregir las aberraciones. Este ocular es muy superior a los anteriores.
Otro tipo de ocular con funcionamiento similar al ortoscópico es el simétrico, que se muestra en la figura 25(d).
Sin duda, el mejor ocular y de campo más amplio es el Erfle, que se muestra en la figura 25(f). Sin embargo, la principal desventaja de este ocular es su alto costo, debido a la complejidad de su diseño.
Figura 25. Algunos oculares de telescopio comunes.
Aunque no es propiamente un ocular, es interesante describir ahora un accesorio llamado lente de Barlow, que tiene como propósito aumentar el poder de amplificación de un ocular. Ésta es simplemente una lente negativa que se coloca cerca del ocular, unos cuantos centímetros adelante, como se ve en la figura 26. Esta lente casi siempre está montada dentro de un tubo largo que se inserta en el portaocular. El lado opuesto del tubo es más ancho, de tal manera que allí se puede insertar el ocular. El efecto de la lente de Barlow es hacer el cono de luz más agudo, aumentando así su relación focal. La amplificación, representada por M, está dada por:
(39)
Figura 26. Uso de la lente de Barlow.
Tanto la amplificación del telescopio como su distancia focal efectiva, y por lo tanto también su relación focal, aumentan en este factor. Asimismo, esta lente introduce un corrimiento longitudinal del foco en la distancia:
L2 = L1 (M - 1)
(40)
LOS MODERNOS TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS
Los telescopios astronómicos modernos no están diseñados para observación visual con un ocular, sino únicamente para registros fotográficos o fotoeléctricos. Las razones para no hacer observación visual son, en primer lugar, que es necesario tener un registro permanente que permita que varios astrónomos puedan examinar los datos o imágenes obtenidas. En segundo lugar, dada una abertura del telescopio, es posible registrar objetos celestes mucho más débiles, simplemente alargando el tiempo de exposición, lo cual no es posible con el ojo. Por esta razón se dice que la placa fotográfica es integradora. Por otro lado, los detectores fotoeléctricos son mucho más sensibles que el ojo humano.
La primera vez que se aplicó la fotografía a la astronomía fue en marzo de 1840, cuando el doctor John William Draper, de Nueva York, tomó una fotografía de la Luna. Diez años más tarde, el 17 de julio de 1850, George Phillips Bond y John A. Whipple obtuvieron la primera foto de una estrella con un telescopio de 40 centímetros en Cambridge, Massachusetts. Las primeras fotografías se tomaron con muchas dificultades y sólo las estrellas más brillantes se podían registrar. Sin embargo, desde el principio era fácil apreciar las aún grandes ventajas que ofrecía el tener un registro permanente. Las estrellas más débiles se podían registrar aumentando el tiempo de exposición, aunque para esto era necesario seguir la estrella en su movimiento diurno, a fin de mantener la imagen de la estrella inmóvil con respecto al telescopio.
Con el progreso de la fotografía fue posible obtener imágenes de objetos celestes cada vez menos luminosos. Las tenues nubes de gas que a menudo envuelven a las estrellas son casi imposibles de registrar visualmente; en cambio, aparecen con toda claridad en las placas fotográficas si se da el tiempo de exposición adecuado. La imagen mental tradicional de astrónomo asomándose al ocular de un telescopio a partir de entonces desapareció para siempre. En un telescopio moderno ni siquiera existe un ocular por el cual asomarse.
La magnitud límite de una estrella que puede ser observada con un telescopio fotográfico es mucho mayor que en un telescopio visual, y depende no solamente del diámetro del objetivo, o sea de la cantidad de luz colectada, sino también del tiempo de exposición. Las sensibilidades de las películas que se usan en fotografía astronómica son en general moderadamente altas, ya que deben tener gran sensibilidad, pero no tanta que el grano se haga muy grueso. Si suponemos que se usa una película promedio, la magnitud límite mf que se puede registrar fotográficamente está dada por la siguiente fórmula semiempírica:
mf = 4 + 5 log D + 2.15 log t
(41)
donde D es la abertura del telescopio en centímetros y t es el tiempo de exposición en minutos. Los resultados de esta fórmula, para varios diámetros de la abertura y tiempos de exposición, se encuentran en el siguiente cuadro:
CUADRO 7. Magnitud límite fotográfica
Si comparamos esta magnitud límite fotográfica con la magnitud límite visual dada por la Ec. 12, podemos ver que las dos son iguales solamente cuando el tiempo de exposición es igual a 28 minutos.
Al fotografiar el cielo nocturno con un telescopio, hay que tomar en cuenta que las estrellas aparecen sobre un fondo que no es perfectamente obscuro, sino que tiene cierta luminosidad, debido a muchos factores, entre otros la neblina, el smog, o las nubes, iluminadas por las luces terrestres de alguna ciudad cercana o lejana.
Por otro lado, recordaremos que la brillantez de una imagen es directamente proporcional a la cantidad de luz colectada por el sistema, o lo que es lo mismo, al cuadrado del diámetro del objetivo. Esto es cierto tanto para imágenes de objetos extendidos como para imágenes de objetos puntuales como las estrellas. La magnitud de la distancia focal no tiene ningún efecto para imágenes puntuales, pues la luz siempre se enfocará en un punto. Sin embargo, para imágenes extendidas la distancia focal sí tendrá un efecto, pues la amplificación es directamente proporcional a su magnitud. La brillantez de la imagen de un objeto extendido es inversamente proporcional al cuadrado de su amplificación, por lo que podemos concluir que también es inversamente proporcional al cuadrado de la magnitud de la distancia focal.
En conclusión, la brillantez de la imagen de una estrella es directamente proporcional al cuadrado de la abertura del telescopio. En cambio, la brillantez de la imagen del cielo, que es extendida, es inversamente proporcional a la relación focal f/D del telescopio. De aquí podemos ver que la relación entre la brillantez de la imagen de una estrella y la brillantez del fondo luminoso es directamente proporcional al cuadrado de la distancia focal f.
Parece lógico que la exposición debe ser tan alta como sea posible, pero esto obviamente tiene un límite de alrededor de cuatro a cinco horas a fin de no hacer la observación cerca del horizonte, donde hay más turbulencia y contaminación atmosférica. La exposición máxima ideal es aquella en que el fondo del cielo produzca ennegrecimiento de la emulsión con densidad óptica entre 0.6 y 0.8. Por lo tanto, se pueden derivar de aquí tres conclusiones.
A) Dada una distancia focal fija, se debe usar la máxima abertura posible a fin de minimizar el tiempo de exposición.
B) Dado un diámetro fijo de la abertura, es deseable usar una distancia focal tan grande como sea posible.
C) La relación focal determina el tiempo de exposición máximo, con el cual se obtiene el ennegrecimiento máximo permitido del fondo. Se ha encontrado empíricamente que está dado por
log t = 0.6 + 2.325 log (f / #)
(42)
donde el tiempo de exposición t está en minutos. Si aquí hacemos t = 300 minutos (5 horas), podemos encontrar que la relación focal óptima es igual a 6.4. Usando ahora esta expresión en forma directa, podemos encontrar los resultados del siguiente cuadro:
Si substituimos este tiempo de exposición máximo dado por la Ec. 31, en la Ec. 30, encontramos que la magnitud fotográfica límite ml está dada por:
m = 7.29 + 5 log F
(43)
la que se puede obtener sólo dando el tiempo de exposición máximo, el cual obviamente no puede ser mayor de alrededor de 5 horas.
El campo fotográfico de un telescopio no está en general bien corregido de todas sus aberraciones en forma ideal. Como hemos visto, el telescopio Ritchey-Chrétien es el mejor; sin embargo, no es perfecto puesto que permanecen en él las aberraciones de astigmatismo y de curvatura de campo. Se han dedicado grandes esfuerzos a diseñar componentes ópticas que, colocadas cerca del plano focal, corrijan estas aberraciones. La curvatura de campo se puede corregir simplemente mediante una lente negativa, como se muestra en la figura 27(a). Un sistema un poco más complicado como el que se muestra en la figura 27(b), puede además corregir el astimagtismo.
Figura 27. Dos correctores de campo comunes para telescopios Ritchey-Chrétien. (a) Aplanador de campo. (b) Corrector de campo tipo Wynne.
Existen ahora unos dispositivos opto-electrónicos llamados intensificadores de imágenes, que son capaces de aumentar electrónicamente varias veces la brillantez de la imagen. Con esto lo que se logra es reducir substancialmente los tiempos de exposición, y con ello detectar imágenes estelares más débiles.
PRINCIPALES TELESCOPIOS EN USO EN EL MUNDO
A continuación se describirán la historia y algunos detalles técnicos importantes de algunos de los principales telescopios astronómicos que se encuentran en funcionamiento en los observatorios del mundo. Comenzaremos por describir los telescopios refractores, que son los más antiguos, y terminaremos por describir los reflectores, más modernos.
El telescopio refractor más grande que se construyó fue el de un metro de abertura, del observatorio de Yerkes, a finales del siglo pasado, con fondos proporcionados a la Universidad de Chicago por el magnate C. T. Yerkes, a petición de George Ellery Hale. La montura para este telescopio fue construida en el año de 1890 por la compañía Warner and Swasey. Algunas experiencias recientes muy desagradables con las bajas temperaturas en las montañas hicieron que se tomara la decisión de colocar el observatorio a 129 kilómetros al noroeste de Chicago, en un lugar con una altura de tan sólo 75 metros sobre el nivel del mar.
El objetivo de este telescopio fue construido por Alvan Clark en 1985. Las lentes solas pesaban 225 kilogramos sin su montadura, a pesar de haberse construido con un grueso excepcionalmente pequeño, a fin de hacerlas tan ligeras como fuera posible. El 21 de mayo de 1897 hicieron la primera observación tres astrónomos, entre los que se encontraba Hale. Según palabras del mismo Hale, con este telescopio fue posible ver detalles lunares y planetarios que nunca antes habían sido observados.
Otro telescopio refractor históricamente muy importante, construido antes que el de Yerkes, es el del observatorio de Lick, construido también por Clark en 1888 y apoyado económicamente por James Lick, quien murió en 1879, antes de que fuera terminado el proyecto. El observatorio de Lick se instaló en el Monte Hamilton, en Santa Clara, California. Este telescopio tenía un objetivo de 90 centímetros de diámetro.
Ahora haremos una síntesis de los telescopios reflectores más grandes que existen, comenzando por el mayor de todos ellos, que es el de 6 metros de abertura, que se encuentra instalado en la Unión Soviética.
El telescopio reflector de 6 metros de abertura de la Academia de Ciencias de la URSS se comenzó a construir en el año de 1960. Después de muchos estudios para encontrar un buen lugar de observación, se instaló en el monte Semirodniki, a una altura de 2 070 metros al norte de la cordillera caucásica. El trabajo en la construcción se inició en 1966 y comenzó a funcionar aproximadamente 10 años después. Este inmenso telescopio es hasta la fecha el mayor del mundo y quizá lo sea por mucho tiempo más, pues los problemas prácticos que tiene un telescopio de este tamaño son formidables. El espejo primario de este telescopio es de vidrio borosilicato (equivalente al Pyrex). La parte posterior del espejo es de forma convexa, a fin de que el espejo tenga un grueso aproximadamente constante y con ello minimizar las distorsiones térmicas.
La montura de este telescopio es de tipo altazimut, ya que una ecuatorial de estas dimensiones sería imposible de construir sin que tuviera muy serios problemas de flexiones mecánicas. La montura altazimut tiene menos problemas de flexiones, pero a cambio de ello la compensación por el movimiento diurno de las estrellas tiene que hacerse moviendo en forma alineal muy complicada los dos ejes, al mismo tiempo que se gira también el portaplacas fotográfico. Todo esto se hace simultáneamente con motores independientes, controlados por medio de una computadora.
El telescopio de 5 metros de abertura de monte Palomar fue el más grande del mundo durante casi tres décadas. Cuando se concibió la idea se pensó que era un gran proyecto que requería mucha planeación y esfuerzo.
Quien concibió la idea de construir este telescopio fue George Ellery Hale, quien además se tomó el trabajo de reunir los fondos necesarios.
Uno de los detalles técnicos más importantes era la selección del material para el espejo. Se sugirieron muchos materiales, pero finalmente se decidió utilizar cuarzo fundido, con vidrio Pyrex como alternativa. Varios fracasos en los intentos para fundir el bloque de cuarzo del diámetro requerido hizo que la selección final fuera Pyrex. El coeficiente de expansión del Pyrex es casi cinco veces mayor que el del cuarzo fundido, pero una tercera parte que el del vidrio común. Aumentando el contenido de cuarzo en el Pyrex se logró que el coeficiente de expansión fuera sólo tres veces superior al del cuarzo.
Se fundieron en la compañía Corning Glass, en el estado de Nueva York, dos bloques de Pyrex de 5 metros de diámetro, el primero de marzo de 1984, con la presencia de un gran número de observadores. El tanque donde se estaba fundiendo el vidrio se colocó dentro de un gran horno. Las 65 toneladas de vidrio se vaciaron durante 15 días en forma continua. Después, tomó otros 16 días llegar a la temperatura de fusión de 1 575ºC. Luego se comenzó a pasar el vidrio fundido del tanque al molde final en crisoles de 300 kilogramos a la vez. El enfriado hasta 800º C se hizo en cuatro semanas, 10 veces mas rápido de lo previsto.
Al examinar la pieza final se detectaron tensiones y pequeñas fracturas internas, por lo que se intentó fundir un segundo bloque. Se pensó que el enfriado debía hacerse en 10 meses. Cuando ya habían transcurrido siete meses, se desbordó el río Chemung, pero se logró con gran esfuerzo que el agua no llegara al horno. Un mes después hubo un gran temblor, que por fortuna no causó ningún daño.
Finalmente, en 1935 se trasladó en un tren especialmente acondicionado el gran bloque de vidrio, de Corning, Nueva York a Pasadena, Cal., adonde llegó en perfectas condiciones (Figura 28).
Figura 28. Bloque de vidrio para el espejo del telescopio de Monte Palomar. (Tomado del libro The History of the Telescope.)
Mientras tanto, en el California Institute of Technology se había instalado un gran taller óptico con una máquina pulidora que pesaba 160 toneladas, a cargo de J. A. Anderson y Marcus Brown.
El proceso de generar la curvatura deseada significaba profundizar en el centro casi 10 centímetros, desbastando casi cinco toneladas de vidrio. El segundo paso fue afinar la superficie hasta darle forma esférica, por medio de un proceso de esmerilado con granos de esmeril cada vez más finos.
Después, antes de pulir, se emplearon tres meses en lograr una buena limpieza sin granos de esmeril, tanto del espejo como de la máquina. En el proceso final de pulido y parabolizado se utilizaron 31 toneladas de abrasivos y casi 10 años. Se consideró listo para ser probado en noviembre de 1947.
El 3 de junio de 1948 tuvo lugar la ceremonia oficial de inauguración, donde estuvo presente la viuda de Hale y se develó un busto de bronce de su esposo, con una placa bautizando el telescopio con su nombre (Figura 29).
Figura 29. Telescopio Hale de Monte Palomar. (Tomado del libro The History of the Telescope.)
Al principio de los años 60, la Associated Universities for Research in Astronomy, comenzó el proyecto de construir dos telescopios reflectores de cuatro metros de abertura, para ser instalados uno en el observatorio de Kitt Peak en Arizona, y otro idéntico un poco más tarde en el cerro Tololo, en Chile. Uno de los espejos era de Cervit y el otro de cuarzo fundido, ambos materiales con un coeficiente de expansión térmica despreciable. La inaguración del observatorio de Kitt Peak fue en junio de 1963.
Sería muy tedioso continuar con la descripción de muchos otros telescopios importantes que existen, por lo que únicamente se listan en el cuadro 10. Para terminar, es digno de mención el telescopio de 2.5 metros de abertura instalado en el observatorio de monte Wilson en California, que fue el más grande del mundo durante muchos años, antes de construirse el telescopio de Monte Palomar, también en California. Este telescopio tiene el nombre de telescopio Hooker en honor de su patrocinador.
La cámara Schmidt de mayor abertura que se ha construido tiene una abertura de 134 centímetros, y fue construida por la compañía Carl Zeiss en Jena. Se encuentra instalada en el observatorio Karl Schwarschild, en Alemania Oriental.
Durante muchos años, la cámara Schmidt más grande del mundo fue la del observatorio de monte Palomar. Esta cámara tiene una correctora de 120 centímetros de diámetro y un espejo de 183 centímetros de diámetro, con una relación focal f/2.5. Las componentes ópticas de esta cámara fueron construidas por Donald O. Hendrix, director del taller óptico del observatorio de monte Wilson, en 1940.
El cuadro 11 enlista algunos de los principales telescopios catadióptricos que se encuentran instalados en diferentes partes del mundo.
PRINCIPALES TELESCOPIOS EN MÉXICOLos dos telescopios más grandes de México son de 211 centímetros de abertura y pertenecen, uno a la Universidad Nacional Autónoma de México y el otro al Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica.
El telescopio de la UNAM, que se muestra en la figura 30, es reflector, del tipo Ritchey-Chrétien. Está instalado en la sierra de San Pedro Mártir, cerca de Ensenada, Baja California, donde está en operación desde el año de 1979 gracias al entusiasmo del doctor Arcadio Poveda. La montura mecánica del telescopio representa una innovación tecnológica importante, que se realizó bajo la supervisión del Ing. De la Herrán del propio Instituto de Astronomia de la UNAM. Las componentes Ópticas fueron construidas por Norman Cole, en Tucson, Arizona.
Figura 30. Telescopio de la UNAM en el observatorio de San Pedro Mártir. (Foto cortesía de Marco Arturo Moreno C., UNAM.)
El otro telescopio mexicano de 211 centímetros de abertura pertenece al INAOE, de Tonantzintla, Pue. Se inició con el impulso del doctor Guillermo Haro, y recientemente se ha instalado en Cananea, Son., donde se hizo la inauguración oficial el 8 de septiembre de 1987 (Figura 31). La montura mecánica fue diseñada y construida por una compañía italiana de alto prestigio en el campo. Las componentes ópticas fueron diseñadas por Daniel Malacara H. y Alejandro Cornejo R., y fueron posteriormente construidas por José Castro V., Daniel Malacara H., Alejandro Cornejo R. y colaboradores, en una máquina especialmente diseñada y construida para tal fin por Zacarías Malacara M. Estas actividades se desarrollaron todas dentro del mismo Instituto, entre los años 1974 y 1979 (Figura 32).
Figura 31. Telescopio de 210 cm del INAOE en Cananea, Son. (Foto cortesía de Benjamín Romero Vargas, jefe de Comunicación Social del INAOE.)
Figura 32. Espejo del telescopio de 210 cm del INAOE durante el proceso de pulido.
El telescopio de 150 centímetros de abertura está en uso desde 1971, y se halla instalado en la sierra de San Pedro Mártir. Está dedicado a su promotor, el doctor Harold Johnson, que siempre mostró gran entusiasmo y simpatía por México. Este telescopio tenía originalmente un espejo de aluminio, pero se cambió después por uno de Cervit, de mucho más alta calidad, construido en Tucson, Arizona.
Los primeros telescopios que los astrónomos mexicanos comenzaron a usar desde la década de los 40 fueron el telescopio Cassegrain, de 100 cm de abertura, que se muestra en la figura 33, y la cámara Schmidt de 76 cm de abertura.
Figura 33. Telescopio de 100 cm de la UNAM en Tonanzintla, Pue. (Foto cortesía de Benjamín Romero Vargas, jefe de Comunicación Social del INAOE.)
La óptica del telescopio Ritchey-Chrétien de 83 cm de abertura, instalado en la sierra de San Pedro Mártir, fue construida en el Instituto de Astronomía de la UNAM, en la década de los 60, por Daniel Malacara H. y José Castro V. (Figura 34.)
Figura 34. Prueba del espejo del telescopio de 84 cm de la UNAM, durante el proceso de pulido.
Gracias a los esfuerzos de José de la Herrán, Daniel Malacara, José Castro y colaboradores, se han construido recientemente en México una buena cantidad de telescopios, tanto para uso profesional como de aficionados, algunos de los cuales aparecen en el siguiente cuadro (Figuras 35 y 36).
Figura 35. Telescopio Cassegrain de 25 cm de abertura, construido en el Centro de Investigaciones en Óptica, A. C., León, Gto.
Figura 36. Telescopio newtoniano de 15 cm de abertura, para aficionados, construido en el CIO, León, Gto.
LOS TELESCOPIOS DE ESPEJOS MÚLTIPLES
Estos telescopios se describen aquí por separado, ya que tienen uno de los diseños más extraños, pues se apartan completamente de lo tradicional. El primer telescopio de espejos múltiples fue inaugurado en Monte Hopkins en 1982, cerca de Tucson, Arizona, y fue construido mediante la colaboración entre el Smithsonian Astrophysical Observatory y la Universidad de Arizona. Se escogió esta montaña porque su gran altitud permite la observación en el infrarrojo. Consta de seis espejos de 180 centímetros de diámetro, montados en celdas independientes, en una estructura común, como se muestra en la figura 37. La principal ventaja de esta fragmentación del objetivo es que cada uno de los espejos es mucho más delgado de lo que sería un espejo de todo el diámetro. Dicho de otro modo, el peso de un objetivo de espejos múltiples crece con el cuadrado del diámetro y no con el cubo como en los telescopios normales. Con esto se disminuye notablemente el peso del telescopio y también la posibilidad de flexiones. Además, siempre es más fácil tallar varios espejos chicos que uno grande. Los espejos se mantienen alineados automáticamente por medio de un servomecanismo que mide en forma constante la posición de los espejos por medio de unos haces de láser, los cuales al reflejarse sobre unos detectores activan seis sistemas independientes, uno bajo cada espejo, que lo mueve en la dirección necesaria. Este método permite orientar los espejos con una precisión de un segundo de arco.
Al igual que el telescopio soviético, el telescopio de espejos múltiples tiene montura altazimut, para evitar flexiones debidas a su gran peso. Este sistema de espejos múltiples ha sido tan exitoso que ya hay planes muy avanzados para construir en la Universidad de California un telescopio de 10 metros de abertura. El objetivo estará formado por 86 espejos de forma hexagonal con 90 centímetros de lado.
Los telescopios de espejos múltiples tienen un poder resolutor igual al de un telescopio con la abertura de uno solo de los espejos que lo componen. La razón es que la dirección de los espejos se puede controlar con muy alta precisión, pero no su fase relativa. Sin embargo, esto no representa ningún problema, pues de cualquier manera el poder resolutor de uno solo de los espejos es superior al que permite la turbulencia atmosférica.
Debido a sus grandes ventajas, sin duda los grandes telescopios astronómicos del futuro serán de espejos múltiples. Ya hay planes muy aventajados para construir varios telescopios de espejos múltiples con aberturas totales entre 10 y 25 metros, para la Unión Soviética, el Observatorio Europeo del Sur y la Universidad de California, en los Estados Unidos.
Figura 37. Esquema del telescopio de espejos múltiples del observatorio de Kitt-Peak.
Un telescopio fuera de la atmósfera de la Tierra tiene grandes ventajas. En primer lugar, la resolución no está limitada por la turbulencia atmosférica a una fracción de segundo, sino que se puede llegar al límite impuesto por la difracción, mejorando notablemente la calidad de la imagen.
Otra ventaja es que la absorción de luz por la atmósfera es completamente eliminada, permitiendo así la observación de imágenes en el ultravioleta y en el infrarrojo, lo que no es posible desde la superficie del planeta, excepto en bandas muy restringidas. Por ejemplo, el ozono impide completamente la entrada de la luz ultravioleta entre 300 y 200 nanómetros. El oxigeno molecular impide la entrada de la luz ultravioleta con longitudes de onda más cortas de 200 nanómetros.
La tercera ventaja es que la ausencia de gravedad hace que tanto las componentes ópticas como la estructura mecánica pueden ser mucho más delgadas y ligeras, sin posibilidad de flexiones o deformaciones.
El primer telescopio que merece el objetivo de espacial, con el nombre de Stratoscope I, se envió al espacio el 25 de septiembre de 1957, a bordo de un globo de helio. Alcanzó una altura de 25 000 metros, que es 96% de la atmósfera. El telescopio era newtoniano, con un espejo de 30 cm de diámetro, y llevaba una cámara de cine de 35 mm. El instrumento estaba programado para apuntarse automáticamente al Sol y para bajar en un paracaídas una vez tomadas las fotografías. Posteriormente, se realizaron varios experimentos similares usando globos, pero con equipo cada vez más avanzado.
Ahora que los vuelos espaciales son una realidad, la National Aeronautics and Space Administration (NASA) ha planeado poner en órbita un telescopio que con todo su equipo accesorio pesa alrededor de 10 toneladas. Este es un telescopio Ritchey-Chrétien de 2.4 metros de abertura, al que se le llama Large Space Telescope (LST). Con este telescopio es posible detectar estrellas 100 veces mas débiles que la más débil que se puede detectar en el telescopio de Monte Palomar. La imagen es transmitida a la Tierra vía televisión digital, donde los astrónomos pueden estudiar la imagen cómodamente sentados en su laboratorio.
La gran resolución que tiene este telescopio impone unos requisitos muy grandes sobre la estabilidad del sistema. La simple vibración del corazón de un ser humano que estuviera sobre el telescopio perturbaría el sistema lo suficiente como para no obtener la resolución esperada. La Luna se ha descartado como posible sitio para la instalación de un telescopio espacial, pues las vibraciones naturales que tiene, aunque son sumamente débiles, son lo bastante intensas como para impedir que el telescopio obtenga toda la resolución de la que es capaz.
Aunque no son precisamente un telescopio, vale la pena mencionar los cohetes con cámara de televisión que se han enviado a explorar los planetas del Sistema Solar. Éstos son los cohetes Voyager 1 y 2, que pasaron cerca de Júpiter en marzo y julio de 1979, y más tarde han pasado cerca de otros planetas. Se han recibido en la Tierra señales de televisión digital con imágenes maravillosas de los planetas, que se han hecho sumamente populares. Estas imágenes son tan buenas y detalladas que ningún tipo de telescopio terrestre podría jamás igualarlas.
Aunque es obvio, vale la pena decir que este método de enviar cohetes de exploración es bueno para los planetas de nuestro Sistema Solar, pero no podría jamás usarse para otros cuerpos celestes más alejados.
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