Instrumentos de Astronomía

TELESCOPIOS...

¿Qué son? Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz. Es una herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.
Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— el ser humano pudo, por fin, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo.
¿Cómo funcionan? Básicamente este instrumento óptico recoge cierta cantidad de luz y la concentra en un punto. La cantidad de luz colectada depende fundamentalmente de la apertura del mismo (el diámetro del objetivo). Para visualizar las imágenes se utilizan los oculares, los cuales se disponen en el punto donde la luz es concentrada por el objetivo, el plano focal. Son los oculares los que proporcionan aumento al telescopio: al intercambiar oculares se obtienen diferentes aumentos con el mismo instrumento.
La idea principal en un telescopio astronómico es la captación de la mayor cantidad de luz posible, necesaria para poder observar objetos de bajo brillo, así como para obtener imágenes nítidas y definidas, necesarias por ejemplo para observar detalles finos en planetas y separar estrellas dobles cerradas.
 

Tipos de telescopios

Refractores:  En este tipo de telescopio los rayos de luz convergen con ayuda de una lente (o un sistema de lentes, dependiendo de la complejidad del telescopio). La luz se refracta al atravesar esa lente, y se concentra formando una imagen en el foco. Donde se forma esa imagen se sitúa el ocular, por donde puede verse el resultado de la refracción de las lentes.

Los telescopios refractores son especialmente recomendables para la observación de la Luna y los planetas, gracias a la importante nitidez que ofrece la carencia de obstrucción central en el tubo.

   

Reflectores: En el telescopio reflector, los rayos de luz convergen gracias a un espejo parabólico cóncavo (no una lente, como en los refractores), situado en la parte inferior del instrumento. El haz paralelo procedente del foco luminoso incide en el espejo y se refleja hacia uno de los focos, el foco primario.

A fines del siglo XVII, Newton construyó un telescopio que llevaba un espejo plano auxiliar, colocado oblicuamente a 45º con respecto al eje del telescopio, que reflejaba el haz luminoso hacia un lado del tubo, en donde se colocaba el ocular. Este es el sistema que actualmente se utiliza para el diseño de los telescopios reflectores.

Telescopios Cassegrain o catadióptricos: Otro sistema muy utilizado, aunque sus elevados costos lo hacen menos popular. También se les llama telescopios complejos. Utilizan lentes y espejos. El objetivo es un espejo cóncavo pero en la abertura hay una lente correctora que sostiene además un espejo secundario. El tubo es ancho y corto, el ocular va situado en el extremo posterior a la lente.

Los catadióptricos generalmente son instrumentos potentes y de alta calidad que gracias a un diseño más complejo gozan de un tamaño compacto y por tanto más fácil de transportar y manejar.

EL RADIOTELESCOPIO...

Es un dispositivo utilizado para captar ondas de radio provenientes de cuerpos celestes. Muchos de estos cuerpos (como púlsars y galaxias activas) emiten radiaciones de radiofrecuencia. Dichas radiaciones son más detectables en la región de radio del espectro electromagnético que en la región de la luz visible (captada por los telescopios ópticos convencionales).

El estudio de todas estas radiaciones se denomina radioastronomía. Gracias a esta rama de la astronomía, es posible ver cuerpos y situaciones que no son posibles de detectar con la astronomía óptica.
En radioastronomía, para captar buenas señales, se deben utilizar grandes antenas o grupos de antenas trabajando en paralelo (array). La mayoría de radiotelescopios utilizan una antena parabólica para amplificar las ondas. Esto permite a los astrónomos observar el espectro de radio de una región del cielo.

ALGUNOS DATOS...

En la actualidad, el mayor telescopio reflector del mundo es el telescopio Keck, de 982 cm, en el Observatorio Mauna Kea en Hawai. Entre la lista de reflectores de más de 254 cm de diámetro están el telescopio de 600 cm de diámetro en el Observatorio Astrofísico de Rusia, cerca de Zelenchukskaya; el telescopio de 508 cm, en el Observatorio Monte Palomar, California, Estados Unidos; el instrumento de 401 cm, en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo cerca de La Serena, Chile; el telescopio de 389 cm, en el Observatorio Anglo-australiano cerca de Coonabarabran, en Australia; el de 381 cm, en el Observatorio Nacional de Kitt Peak en Arizona, Estados Unidos y el telescopio de 381 cm, en Mauna Kea. 

El telescopio espacial Hubble tiene la ventaja de estar por encima de la atmósfera distorsionante de la Tierra. Fue lanzado en 1990 con múltiples problemas mecánicos y electrónicos y reparado en diciembre de 1993. Incluso antes de la reparación, proporcionó algunas imágenes mejores que las obtenidas con instrumentos situados en la Tierra.

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:

• Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
• Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
• Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
• Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
• Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
• Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
• Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
• Aumentos: la cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
• Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
• Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas

ABERRACIONES: Los instrumentos ópticos causan en las imágenes ciertos defectos o aberraciones; éstas no se deben a defectos de construcción, sino que son una consecuencia de las leyes de la refracción-reflexión de la luz.

La aberración esférica, es un defecto de espejos y lentes, en donde los rayos de luz que inciden de forma paralela al eje óptico, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo.

La aberración cromática longitudinal, se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.

La aberración cromática lateral genera una mayor proporción de blanco en la imagen. Sucede generalmente al no utilizar parasol.

La luz de longitud de onda más corta (azul) es curvada más que la luz de longitud de onda más larga (rojo), de forma que la luz azul llega a un foco más cercano de la lente que la luz roja. El efecto puede reducirse colocando dos lentes juntas en una configuración conocida como pareja, par o doblete acromático. Los espejos no sufren de aberración cromática.

Técnicas utilizadas en Astronomía:
FOTOMETRÍA: se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.

Existen distintos métodos: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico (fotometría fotoeléctrica) Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotométricos, los más conocidos de los cuales son el UBV de W. W. Morgan y Harold Johnson y el UBVRI de A. Cousins y J. Menzies.

POLARIMETRÍA: Es una técnica que estudia la polarización de la luz, que es la perturbación y desplazamiento vertical de las ondas luminosas. Se basa en la medición de la rotación óptica producida sobre un haz de luz polarizada al pasar por una sustancia ópticamente activa. Un compuesto es considerado ópticamente activo si la luz linealmente polarizada sufre una rotación cuando pasa a través de una muestrade dicho compuesto.

ASTROMETRÍA: Se encarga de conocer la posición de un astro en el cielo, en un momento determinado y con la mayor precisión posible con el fin de establecer las coordenadas celestes, sus variaciones en el tiempo y reconstruir los movimientos de las estrellas.

La astrometría moderna utiliza instrumentos combinados con relojes siderales, sirven para determinar con gran precisión el paso de una estrella por el meridiano y, por tanto, sus coordenadas. Las mediciones, repetidas en el tiempo, establecen las variaciones atribuibles bien a los movimientos de la Tierra, como la precesión, bien al Movimiento propio de las estrellas.

ESPECTROSCOPÍA: Estudio de la interacción entre la radiación electromagnética y la materia, con absorción o emisión de energía radiante.
El objeto de estudio es el espectro de la radiación electromagnética, incluida la luz visible, que radia desde estrellas y otros objetos celestes. La espectroscopia se puede usar para averiguar muchas propiedades de estrellas y galaxias distantes, tales como su composición química y movimiento.