El telescopio es un instrumento que se emplea para observar los astros y otras concentraciones de materia captando algún tipo de radiación electromagnética emitida por ellos.
Telescopios: Todo sobre telescopios
El telescopio refractor está formado por dos lentes alojadas en un tubo. La primera que la luz del astro atraviesa se llama objetivo, y a su diámetro –de unos centímetros a un metro– se le llama abertura; la segunda lente es el ocular. El objetivo hace que los rayos del astro converjan en un foco y que su imagen se invierta.
Como las distintas longitudes de onda que constituyen la luz no convergen en un mismo foco (sus índices de refracción son un poco distintos), se produce una borrosidad o aberración cromática; para remediarlo se añaden más componentes al objetivo.
El ocular se sitúa tras el foco del ocular de manera que su foco objeto (el foco de unos rayos que viniesen del interior al exterior del telescopio) coincida con el foco del objetivo.
Para desinvertir la imagen se añade una lente al ocular (sólo se hace con anteojos de poca potencia). La magnificación se obtiene dividiendo la longitud focal del objetivo por la del ocular (la razón es que la magnificación es el cociente de las tangentes de los ángulos con los que se ve el objeto con y sin lentes, y con un poco de cálculo sale que es igual a esa división), pero es una magnitud que sólo es importante con la Luna o los planetas, en los que pueden distinguirse más detalles con una magnificación mayor.
Con las estrellas lo que cuenta es la capacidad de recoger luz, que depende de la abertura (la razón entre la capacidad luminosa de dos refractores es la razón de los cuadrados de los diámetros de sus aperturas), y la resolución, la capacidad de distinguir puntos cercanos, que se mide dividiendo 11,25 segundos de arco por la apertura en centímetros.
En un telescopio reflector el espejo primario se encuentra al fondo del tubo del telescopio, al otro extremo de la abertura por donde entra la luz; es un espejo cóncavo en el que los rayos no se refractan (es decir, no se desvían por pasar de un medio a otro, del aire a un vidrio y de éste al aire de nuevo, por ejemplo, como en las lentes del refractor) sino que se reflejan y vuelven hacia atrás. Si el espejo es parabólico, convergen en un solo foco, y también en este caso se invierte la imagen.
En los reflectores de Newton hay en el foco un espejo plano que desvía la luz hacia el ocular, situado a un lado del tubo; en los de Cassegrain el espejo primario está abierto por el centro y el ocular más allá del agujero; hacia él manda el espejo del foco los rayos. Para los reflectores valen las mismas fórmulas de magnificación, capacidad luminosa y resolución que para los refractores. La gran ventaja de los reflectores es que, al no haber ninguna refracción, no hay aberración cromática.
Con el espejo parabólico el campo de visión es pequeño. Para aumentarlo se hace que el espejo primario sea más hueco, y sale un foco curvo (telescopio de Ritchey-Chrétien). El telescopio de Schmidt obtiene campos de visión aún mayores; para ello lleva un espejo primario esférico, pero antes, como los rayos que se reflejan hacia el centro del primario convergen a un foco más lejos que los demás, introduce ante el primario, a una distancia igual a su radio de curvatura, una lente correctora que, como es muy fina, añade poca aberración cromática.
El campo de visión es de unos cuantos grados.
Los mayores telescopios del mundo son reflectores; hasta los años noventa eran: el Bolshoi ruso, en el Cáucaso, de seis metros de diámetro, el Hale de monte Palomar, en Estados Unidos, de cinco metros, el William Herschel del Cerro de los Muchachos, en la isla de La Palma, de 4,2 m, y el de 4 m de Cerro Tololo, en el desierto de Aracama, Chile.Las lentes grandes son necesarias para recoger más luz, que hace falta para observar un objeto muy lejano y débil.
La dificultad de construir espejos de varios metros de diámetro –uno de los mayores problemas es su peso y el pandeo que produce– ha llevado a diseñar telescopios de espejos múltiples; están compuestos de varios espejos hasta cierto punto pequeños, que unos controles motorizados controlados por ordenador mantienen en su posición correcta pese a los cambios de temperatura o cuando giran. Otras dos técnicas no tradicionales que solventan el problema del peso y el pandeo de los grandes espejos son los espejos de menisco, láminas tan delgadas (menos de 200 mm) que no pueden soportar su propio peso pero reciben la forma adecuada de unos elementos mecánicos que los sostienen (a esto se le llama óptica activa), y los espejos de panal de abeja, en los que el cristal, muy delgado, descansa sobre una estructura de hexágonos; aunque son rígidos, como casi todo su volumen es aire, resultan muy ligeros. Un problema más de los grandes telescopios es el límite que a su capacidad de resolución impone la perturbación atmosférica.
Para solventarlo se coloca, en la posición del ocular de un Cassegrain, un espejo deformable, cuya forma va variando un ordenador según la información sobre la turbulencia atmosférica ofrecida por unos sensores y que corrige la trayectoria de los rayos al reflejarlos hacia el detector del telescopio. «Optica adaptativa» es el nombre de este método.
Un cambio en la instrumentación que ha potenciado mucho la capacidad de los telescopios es la utilización de dispositivos de acoplamiento de carga (CCD) como detectores de la luz.
Un CCD es una matriz que puede estar formada hasta por millones de elementos semiconductores en los que se liberan electrones al recibir la luz y que se leen uno a uno; tienen muchas ventajas con respecto a la película fotográfica (es el mismo tipo de transductor, o conversor, de la luz en electricidad que se emplea en las cámaras de vídeo y en las cámaras fotográficas digitales).Otra forma de superar la turbulencia y todos los problemas que causa la atmósfera es colocar un telescopio en órbita alrededor de la Tierra a una altura suficiente.
El mayor y más importante de los telescopios ópticos orbitales, el telescopio espacial Hubble, es un reflector que recibe luz visible y ultravioleta con un espejo primario de 2,4 m.
Otros telescopios puestos en órbita estudian franjas de radiación difícilmente accesibles desde el suelo, como la infrarroja, la radiación ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma.
Cada telescopio se especializa en una de estas regiones del espectro. Las radiaciones infrarroja y ultravioleta cercana (la más cercana a la luz visible) pueden observarse con reflectores terrestres equipados con los detectores adecuados, pero la capa de ozono bloquea las longitudes de onda de menos de 3.000 angstroms y hay que utilizar telescopios instalados en satélites artificiales. Sus espejos y detectores son muy distintos a los que se utilizan en los telescopios ópticos.
El Explorador del Ultravioleto Lejano, por ejemplo, utiliza –como los telescopios de rayos X– espejos de incidencia rasante (es decir, el rayo se refleja en el espejo con un ángulo muy pequeño) porque, si no, el material lo absorbería. Un espectrómetro de red de líneas variablemente espaciadas dispersa por difracción las distintas longitudes de onda y un detector basado en el efecto fotoeléctrico registra la recepción de los fotones ultravioletas creando cascadas de electrones.
La radiación gamma tiene una longitud de onda tan corta que no puede ni enfocarse ni reflejarse; los «telescopios» de rayos gamma, como los que lleva el satélite denominado Observatorio Compton de rayos gamma, no tienen lentes o espejos, sino que se basan en los detectores que se emplean en la física de altas energías; así, el EGRET, el telescopio de rayos gamma de gran energía instalado en el Compton, es en realidad una cámara de chispas, un tipo de detector que se emplea en los aceleradores de partículas: los rayos gamma crean pares de electrones y positrones que generan cortocircuitos entre los hilos que forman la cámara. En el otro extremo del espectro, las ondas de radio se captan en el suelo con las grandes antenas de los radiotelescopios.
Se atribuye la creación del telescopio a Galileo en 1609; el mayor de los que hizo, unos refractores muy modestos, medía 150 cm, tenía un objetivo de sólo 5 cm de diámetro y una lente que reinvertía la imagen. El telescopio reflector fue creado por Newton en 1668, si bien John Gregory ya había concebido por su cuenta uno en 1663.
Cassegrain presentó su diseño en 1672. Herschel consiguió que el rey de Inglaterra costease la construcción de un gran reflector con un espejo de 1,20 m. Hasta entrado el siglo XX el mayor telescopio del mundo fue el reflector de 185 cm de William Parsons. La creación del vidrio pyrex (vidrio de borosilicato), que se expande menos por el calor que los demás, permitió la construcción del espejo de 5 m del telescopio Hale, concluida en 1947 (hasta ese momento el mayor era el de 2,5 m de monte Wilson); el espejo de 6 m del Bolshoi, inaugurado en 1976, es también de pyrex. En los años noventa se reanudó la carrera hacia unos tamaños mucho mayores. En 1979, el telescopio de espejo múltiple, en Arizona, fue el primero formado por un conjunto de espejos (6 de 1,8 m en un solo bastidor), pero el gran telescopio de espejos múltiples es el Keck I, en Mauna Kea, Hawai, de 36 espejos de 7,5 cm de espesor y 1,8 m de diámetro que equivalen a uno de 10 m, junto con su gemelo Keck II: en 1987 empezó a levantarse la cúpula, en 1989 la estructura, en 1990 se ponían los primeros espejos (la idea y los primeros diseños fueron del físico Jerry Nelson), hechos con Zeroduc (una cerámica vítrea poco expansiva), y se inauguraba en mayo de 1993 (el nombre viene de un petrolero que creó una fundación para la construcción del aparato); el Keck II entró en funcionamiento en octubre de 1996.
Mientras, en 1989 el telescopio de Nueva Tecnología del Observatorio Europeo Meridional, en La Silla, Chile, de 3,6 m, inauguraba la técnica de los espejos de menisco, y en 1990 se ponía en órbita el Hubble.
Las grandes esperanzas puestas en él se vienen un poco abajo por culpa de un defecto de fabricación, pero en diciembre de 1993 una misión del transbordador espacial lo corrige. En 1999 se inaugura en el monte Paranal, en el desierto de Atacama, Chile, el primero de los cuatro telescopios del VLT, el Gran Telescopio del Observatorio Europeo Meridional; es un Ritchey-Chrétien con un espejo de menisco de 8,2 m hecho de Zeroduc y óptica activa. Cuando funcionen los cuatro podrán hacerlo por separado, coordinadamente (equivaldrán a un telescopio de 16 m) o interferométricamente, con el apoyo de otros telescopios menores.