Telescopios a toda máquina

Ramón García López / 09-10-2007

Un telescopio es un instrumento que aumenta la luz recibida procedente de un objeto lejano con respecto a la que ven nuestros ojos. Como los astrofísicos queremos observar objetos celestes cada vez más alejados o con mayor detalle, se trata de una herramienta esencial.

Steve Eikenberry, amigo y profesor en la Universidad de Florida en Gainesville (EEUU), lo explica generalmente con un símil: el telescopio nos acerca la luz de los objetos celestes como un barco nos lleva a un banco de peces; y los instrumentos son los aparejos que utilizamos para "pescar" la información contenida en esa luz. Permítanme que desarrolle este símil para destacar las características más importantes de un telescopio.

La Astrofísica intenta entender fenómenos distantes a partir de un análisis detallado de la luz observada utilizando las leyes físicas conocidas. Los telescopios deben ser capaces de colectar un gran número de fotones para que sea mayor la cantidad de luz recibida, lo que depende de su tamaño: a mayor área colectora (mayor diámetro) más fotones. Aumentar el diámetro del telescopio mejora también, en principio, su capacidad para identificar (separar) dos puntos muy próximos en el cielo. Esto se debe a la curiosa habilidad de la luz para comportarse simultáneamente como una partícula (los fotones) o como una onda.

Si actúa como una onda, cuando la luz procedente de un punto muy alejado (técnicamente en el infinito) es atrapada por una abertura circular de un tamaño determinado y concentrada en el foco del telescopio, la imagen resultante no es otro punto sino un punto grueso central rodeado por anillos concéntricos menos brillantes. Este fenómeno se denomina difracción y la imagen disco de Airy: cuanto mayor es el diámetro del telescopio, menor es el grosor del punto central (se parece más a un punto real) y menos brillantes los anillos, de modo que se pueden ver más detalles de los objetos en el cielo. Esto ocurre así para telescopios a bordo de satélites, pero la inmensa mayoría de ellos están en Tierra, por lo cual hay que instalarlos en lugares donde el comportamiento de la atmósfera sea excepcional y, además, desarrollar técnicas que permitan corregir los efectos atmosféricos residuales.

Otra característica importante es la escala de imagen: cuanto mayor sea el tamaño que ocupa un trozo de cielo en el plano del telescopio más fácil será ver los detalles del mismo. Esta escala depende de la focal del telescopio, que es la distancia entre la superficie que colecta la luz y el plano donde la proyecta. Cuanto más larga es esta distancia, mejor es la escala.

Por último, hay que conseguir que la imagen sea de calidad o, como decimos habitualmente, que tenga pocas aberraciones. La presencia de aberraciones se debe a la interacción entre la luz y los diferentes elementos ópticos del telescopio y se puede minimizar con diseños cuidadosos y componentes libres de imperfecciones.

Así pues, queremos un barco rápido para acercarnos a los peces, diseñado para trabajar cómodamente y fabricado de manera que nos permita acceder a nuestra presa. En nuestro caso, un telescopio grande, largo y bien hecho. Y aquí es donde entra en juego la importancia del diseño y la construcción de telescopios.

Históricamente, el primer telescopio, denominado telescopio refractor, usaba una lente colectora que focalizaba la luz en un punto y luego formaba la imagen final en la retina del observador mediante un ocular. Continúa siendo la base de muchos de los telescopios de pequeño diámetro usados por los astrónomos aficionados. Es barato y no requiere mantenimiento, excepto la limpieza de las lentes, pero su diámetro máximo está limitado por razones tecnológicas: no es posible hacer crecer cristales de calidad homogénea mayores de un metro. Además, las lentes grandes son pesadas y difíciles de sujetar por los bordes (corriendo el riesgo de romperse al moverse el telescopio) y, como todo cristal que se precie, presentan aberración cromática: la luz se descompone en sus colores al atravesar la lente y forma imágenes de diferente color en distintos puntos del plano focal. La corrección de esta aberración es compleja e incluye la construcción de una lente formada por capas de varios tipos de vidrio. Por todo ello, su utilización profesional se limita generalmente a emplearlos como telescopios buscadores de gran campo y a aplicaciones específicas.

Para solucionar buena parte de estos problemas, se recurre a telescopios basados en un invento de Sir Isaac Newton: el telescopio reflector. La superficie colectora de luz es un espejo primario que la redirige a través de otros espejos de menor diámetro (cuyo número y forma dependen de cada diseño particular) hasta el plano focal.

Las ventajas respecto al telescopio refractor son obvias: se pueden sujetar los espejos por detrás de manera eficiente porque, a diferencia de los espejos domésticos, en los espejos astronómicos la capa de material reflectante (aluminio generalmente) se dispone encima de un sustrato y no detrás de un cristal. El inconveniente es que, debido a la humedad y suciedad acumuladas durante su uso, hay que renovar esta capa con periodicidad anual, lo que implica que no se puede usar el telescopio durante varios días y que luego hay que re-alinear cuidadosamente todos los espejos.

Con espejos se puede aumentar mucho el diámetro del telescopio, pero la tecnología impone un límite de unos 8 metros de diámetro para espejos monolíticos. La solución adoptada en telescopios mayores es combinar un conjunto de segmentos que, juntos y controlados independientemente (un reto y una pesadilla para ingenieros mecánicos, electrónicos e informáticos), simulan una superficie de gran tamaño. Éste es el caso del Gran Telescopio Canarias (GTC), de 10,4 metros de diámetro.

La mayoría de los telescopios reflectores constan de dos espejos: el primario, ya mencionado, y el secundario que, según su forma, puede simplemente desviar la luz (como en el caso original de Newton, en que es un espejo plano) o también actuar en conjunción con el primario para incrementar la distancia focal que recorre la luz sin que el telescopio sea demasiado largo. En este último caso, los diseños más populares son el Gregoriano (los dos espejos son cóncavos) y el Cassegrain (el primario es cóncavo y el secundario convexo). Por otra parte, la combinación de ciertas superficies (paraboloides, elipsoides e hiperboloides) en los espejos sirve para minimizar la importancia de las aberraciones.

Una tercera categoría de telescopios combina lentes y espejos: los catadióptricos. Tienen las ventajas y limitaciones de los refractores y reflectores, pero el uso de ambos componentes ópticos proporciona una imagen de una calidad excelente. Son la base de los telescopios más potentes usados por los astrónomos aficionados.

Volviendo a la pesca, dependiendo del tipo de embarcación elegido habrá que propulsarla a remo, vela o motor. En los telescopios esta "propulsión" está relacionada con la forma en que se montan las lentes y los espejos. Para telescopios cuyo diámetro es inferior a tres metros, la solución adoptada habitualmente es la montura ecuatorial, mientras que para los cazadores de grandes piezas se utiliza la montura altacimutal.

Los objetos celestes describen un movimiento aparente en el cielo debido a la rotación de la Tierra sobre sí misma, que debe compensarse moviendo el telescopio durante la observación. La forma más sencilla de hacerlo es montando los componentes ópticos (lentes, espejos o ambos) de forma que, una vez fijada la altura del objeto sobre el ecuador, sólo tengamos que girar el telescopio en sentido contrario a la rotación terrestre. Éste es el fundamento de la montura ecuatorial, que ha sido utilizada con éxito durante siglos. El eje que define el movimiento de rotación, llamado eje polar, es perpendicular al ecuador terrestre, por lo que estará más o menos inclinado respecto al horizonte del lugar dependiendo de la latitud del observatorio. Ello incrementa las tensiones que sufre la estructura según aumenta el tamaño de los espejos.

Por ello, en los grandes telescopios se adopta la montura altacimutal, una solución que consiste en mover simultáneamente la estructura en dos ejes: el eje de acimut, perpendicular al horizonte, que soporta la mayor parte de las tensiones, y el eje de altura que permite compensar el movimiento de los objetos sobre el horizonte terrestre. Con este sistema, el telescopio sigue de forma precisa el desplazamiento de los objetos en el cielo, pero no su orientación, que va girando respecto al plano focal del telescopio. Para poder observar los objetos celestes siempre con la misma orientación, se añade un rotador de campo que suele ser un dispositivo que rota mecánicamente los instrumentos asidos al telescopio.

Faltan todavía más cosas, entre ellas: la lona que cubre y protege nuestro barco cuando está atracado en puerto (la cúpula del telescopio), la altura a la que montamos nuestros aparejos dependiendo del tipo de presa (los telescopios solares suelen estar más alejados del suelo para evitar las turbulencias del aire caliente de los alrededores)... así como la tecnología que hace que nuestro barco funcione como un reloj (mecanismos, electrónica, software...).

Y, por último, añadimos a nuestro barco a los astrónomos (pescadores empecinados), que somos los que producimos la mayor parte de las perturbaciones en el sistema al querer siempre hacer cosas en el límite de lo posible.

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El autor

Ramón García López es Doctor en Ciencias Físicas, profesor del Departamento de Astrofísica de la Universidad de La Laguna y Coordinador del Área de Instrumentación del Instituto de Astrofísica de Canarias.

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