Telescopios: instrumentación astronómica básica

Nota: antiguo trabajo de la asignatura de óptica del segundo año del Grado en Física de la Universidad Complutense de Madrid. hay referencias al temario de la asignatura entre corchetes.



1. Breve historia del telescopio

Para una lectura amplia sobre este tema tenemos como referencia los libros de Asimov [4] y Henry Kings [1] sobre la historia del telescopio. Así mismo los artículos [2] y [3] son un resumen acertado del contenido.

Telescopio de Galileo
Telescopio de Galileo. © Scala/Art Resource. Uso educativo.

La historia del telescopio no es una historia que esté exenta de polémica. Entre el siglo 13 y el 16 ya se conocían los fenómenos y comportamientos ópticos de las lentes cóncavas y convexas, por lo que o no se conocen o no existen registros de usos anteriores al telescopio de los que se disponen.

Aunque mucha gente atribuye a Galileo (erróneamente) la invención del telescopio, Galileo sólo compró uno y lo uso para observar la bóveda celeste (a nadie se le había ocurrido hasta ahora, solo se usaban los anteojos con fines militares o en navegación). Galileo compró este telescopio rudimentario tras escuchar a un compañero hablar sobre un anteojo que acercaba y agrandaba los objetos, fabricado en Holanda.

Sin embargo el origen del telescopio es algo confuso, por un lado, en Holanda, Hans Lippershey, Sacharias Jansen y Jacob Metius litigaban por obtener la patente del telescopio (como curiosidad el telescopio no recibió su nombre actual hasta 1611 cuando lo popularizó Galileo1). La patente iría finalmente a caer en manos de Lippershey, sin embargo, parece ser que la idea y concepto de telescopio podría haberse inventado antes y haber pasado desapercibida como curiosidad.

Otros estudios [5][6] indican que hay registros de constructores de ópticas anteriores a la patente de Lippershey que describen objetos similares a este anteojo. Concretamente Leonard Digges en la primera mitad del siglo XVI y Juan Roget, comienzos del siglo XVII.

Igualmente, fuera quien fuera el inventor, fue Galileo quien pensó en su uso como instrumento de observación astronómica, y quien realizó las observaciones que revolucionaron el panorama científico. Sin embargo, el telescopio de Galileo era muy rudimentario, tenía una lente como objetivo y otra como ocular, dando unos 10 aumentos, y la imagen tenía una calidad que hoy en día se calificaría como pésima.

Posteriormente Kepler en Catóptrica sugirió la sustitución de la lente cóncava del ocular del telescopio y cambiarla por una convexa, lo que mejoraba claramente la imagen y el campo dado, pero, invertía la imagen (motivo por el cual el diseño galileano se sigue usando para telescopios terrestres).

Pero la calidad de las imágenes (en especial, la aberración cromática) no mejoraba demasiado. La solución fue construir telescopios con configuraciones de focal muy largas como hicieron Huygens, Hevellius o Cassini. Aquí llegamos a un punto donde el desarrollo de los telescopios se parte en dos.

Réplica del telescopio de Newton de la Royal Society
Réplica del Telescopio de Newton de la Royal Society. CC Whipple Museum of the History of Science.

Newton, reutilizando unos estudios de Descartes y James Gregory utilizó una superficie reflectante parabólica a la que añadió un espejo plano secundario para desviar el foco fuera del espejo. El resultado fue de una calidad aceptable (no había espejos de cristal sino de hierro pulido) y dio lugar a la «familia» de telescopios reflectores. Por el lado de los refractores. John Dollond, también en el siglo XVII, solucionó el problema de la aberración esférica (telescopios acromáticos) de los telescopios usando dos piezas de vidrio (doblete) de distintas características (crown y flint) que minimizaban la aberración esférica.

Cassegrain mejoró el modelo newtoniano añadiendo un espejo secundario hiperboloide que enviaba el punto focal detrás del espejo primario, lo que permitió colocar los centros de masa de los telescopios en la base.

Hasta la mitad del siglo XX, la construcción de telescopios se centró básicamente, en refractores acromáticos tremendamente largos y newtonianos de gran diámetro, que compensaban con el tamaño la calidad de imagen. Tenemos por ejemplo el telescopio reflector de Herschel de 124 cm de diámetro (en el Observatorio Real del Retiro se conserva restaurado un telescopio similar diseñado por Herschel) o el telescopio refractor del Observatorio Yerkes con una lente de 101 cm.

Con el desarrollo tecnológico de la última mitad del siglo XIX los telescopios comenzaron a usar nuevos materiales y diseños más avanzados, como los espejos segmentados y la óptica adaptativa, como se puede ver en el telescopio GRANTECAN. Estos telescopios incluyen las mejoras no en tamaño, sino en una mejor eficiencia de los materiales y de los instrumentos de recepción.

El Gran Telescopio Canarias con sus 6 primeros segmentos instalados
Montaje del Gran Telescopio Canarias con los 6 primeros segmentos instalados.
© Miguel Briganti, Servicio Multimedia IAC
. Fines educativos.

1 Del griego teles «lejos» y skopein «observar», teleskopos «visión lejana».

2. Fundamentos ópticos de los telescopios

A continuación, vamos a comenzar un estudio básico sobre qué es un telescopio y cuáles son los preceptos ópticos y físicos en los que se basa.

2.1 Descripción mecánica

El telescopio como instrumento de medida busca, básicamente, dos objetivos

  1. Recoger la energía emitida por un objeto situado más allá de la atmósfera y concentrarlo para permitir la detección de objetos cuyo brillo a simple ojo es inapreciable (y permitir medir esa luz).
  2. Conseguir una imagen de esa zona del cielo con la suficiente calidad como para poder hacer mediciones, tanto de la luz (fotometría) como de las posiciones de los objetos en la esfera celeste (astrometría).
Esquema general de un telescopio
Esquema general de un telescopio

El desarrollo de los telescopios hoy en día se basa en crear grandes telescopios (es decir, gran capacidad de recoger luz) en los que el diseño óptico está muy trabajado, con muy pequeños errores y esto permite calidades de imagen muy buenas.

Unos de los objetivos de un telescopio es poder colocar un detector fotográfico/óptico en el foco, esto ha dado lugar a un desarrollo muy amplio de tipos de telescopios como veremos en la sección 7.

2.2 Descripción óptica. Poder de resolución.

Un telescopio contiene un sistema óptico principal (ya sea de lentes o espejos), con simetría radial, dado que su construcción es más sencilla. Esto nos permite definir como una de las características más importantes de un telescopio su abertura2.

Abertura (o diámetro):

La abertura de un telescopio determina la cantidad de flujo de luz recibida y determina, primariamente, la cantidad de información recogida por el telescopio. Como hemos mencionado, los sistemas ópticos que usamos tienen una simetría radial, y dado que la energía recogida por unidad de tiempo, depende del área del sistema, es más conveniente referirse a la abertura directamente con el diámetro D del sistema. En ocasiones, cuando se necesite ser muy preciso, será conveniente introducir un término de proporcionalidad, la eficiencia de transmisión, que indica el porcentaje de luz efectivo que sale del sistema óptico (dado que todo medio es más o menos dispersivo, se pierde una pequeña parte de la luz recibida). En telescopios de aficionado suele estar entre el 75% y el 80% [Tema 8 óptica].

Es vital considerar ahora uno de los desarrollos más importantes de la óptica geométrica: la aproximación paraxial. La aproximación paraxial es una aproximación que se usa en óptica geométrica cuando los rayos de luz recibida en el sistema forman ángulos muy pequeños respecto al eje óptico del mismo, de tal forma que, ecuaciones del camino óptico por el sistema se simplifican (\sin{\theta}_{\theta\rightarrow 0}=0,\cos{\theta}_{\theta\rightarrow 0}=1,\tan{\theta}_{\theta\rightarrow 0}=1). Además, podemos aplicar esta aproximación en telescopios de forma excelente, ya que la luz recibida se aproxima muy bien a ondas planas dadas las distancias entre los objetos que observamos y nosotros. Se puede encontrar un desarrollo amplio de la aproximación paraxial en el capítulo 5.2 del libro de Mejías y R.Martínez [7].

Distancia focal. Relación focal:

Como todos estos objetos podemos tratarlos desde la óptica paraxial, y situados al infinito, se formará una imagen situada a una distancia del sistema que se denomina distancia focal, F. A esta distancia se formará la imagen sobre un plano (perpendicular al eje óptico) que se denomina plano focal. Evidentemente, la abertura y la distancia focal no dependen uno del otro así que se define la relación focal, F o #f, que es la relación entre la distancia focal y el diámetro del sistema. f=\frac{F}{D}.

Representación esquemática del sistema óptico
Representación esquemática del sistema óptico.

La relación focal es un parámetro importante que nos define la «velocidad» de un sistema óptico. Esta terminología proviene de la fotografía, ya que sistemas con una relación focal baja captan la luz mucho más rápido (más cantidad) que relaciones focales largas. De hecho la proporción para el tiempo de exposición es t\propto f^2.

Escala de placa:

La relación entre la parte de la esfera celeste que está recogiendo el telescopio y el tamaño de la imagen que forma es una relación lineal de escala, que depende de la focal del sistema, llamada escala de placa, P [arcsec/mm].

Escala de placa
Escala de placa

Supongamos que dos rayos provenientes de dos puntos distintos inciden sobre el sistema con un ángulo de separación mutuo, θ. Colocaremos un rayo en el eje óptico, para simplificar el cálculo, como vemos en la imagen. La distancia en el plano focal, s, es equivalente a s=F\tan{\theta}\simeq F\theta. Por lo tanto, para un elemento diferencial la escala dθ/ds es:

\frac{d\theta}{ds}=\frac{1}{F}=\frac{206265}{F}\mbox{ Arcsec/mm}

El factor 206265 proviene de pasar la medida de θ, en radianes, a segundos de arco. La circunferencia tiene 2π radianes que corresponden a 360º, luego es el factor de conversión 1 rad = (360·60·60)/2π = 206265 Arcsec. s y F han de estar en la misma medida (metros, milímetros, etc.).

Poder de resolución:

[Tema 11 óptica] Hemos dicho ya que cualquier fuente radiante en el cielo se puede aproximar bastante bien a una onda plana, sin embargo el sistema óptico incluye una diferencia de fase en la onda transmitida, este desfase implica que en el plano focal se producirá un efecto de difracción. Por lo tanto para una fuente puntual, se observará un patrón de difracción en forma de anillos (discos de Airy). Estos anillos vienen dados por la expresión

I(\theta)=I_0\left(\frac{2J_1(ka\sin{\theta}}{ka\sin{\theta}}\right)^2

donde J1 es la función de Bessel3 de primera clase y orden, a el radio (D/2), I0 la intensidad máxima (en el centro) y k el número de onda.

Difracción para un objeto puntual. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.
Difracción para un objeto puntual. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.

Los mínimos se encuentran en \theta_n=m_n\frac{\lambda}{D}, para el primer mínimo, m=1,22. El área comprendida entre el primer mínimo corresponde al 84% del brillo total.

Rayleigh estableció un principio experimental, y es que dos fuentes puntuales no son resolubles cuando sus máximos se encuentran a una distancia equivalente a la del primer mínimo. De tal forma que el máximo de uno coincide con el mínimo del otro (esto se traduce en una diferencia del 20% del brillo en la zona intermedia). De acuerdo a la posición de los mínimos, el ángulo mínimo para que dos fuentes sean discernibles es \alpha=1.22\frac{\lambda}{D}. Como vemos, depende de la longitud de onda en la que estemos observando.

Criterio de Rayleigh. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.
Criterio de Rayleigh. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.

2.3 Medida del brillo. Magnitudes

Para una lectura previa sobre la radiación de cuerpo negro se puede consultar las referencias [8] y [10]

Una estrella se puede estudiar, en primera aproximación, como una fuente de radiación de forma esférica, cuyo flujo radiante se puede estimar a través de la ley de Stefan-Boltzmann.

E=\sigma\cdot T_c^4
\sigma= 5,67\times 10^{-8}\frac{W}{m^2\cdot K^4}

En astrofísica se suele tomar como la temperatura efectiva de una estrella, cuya emisión es similar a de un cuerpo negro, por aquella temperatura del cuerpo negro cuya curva se aproxima más a la de la estrella. Si integramos la energía por unidad de área que nos da la ley de Setfan-Boltzmann a una esfera del radio de la estrella obtenemos el flujo total que irradia:

L=4\pi R_s^2 \sigma T_e^4

Por ejemplo, el Sol se aproxima a un cuerpo de temperatura efectiva con 5776 K y emite del orden de 3,8·1026 W (constante solar).

Magnitudes estelares:

Una de las primeras ideas para una clasificación estelar es clasificar las estrellas por su brillo. Ptolomeo e Hiparco hicieron la primera clasificación, pensando que todas las estrellas estaban a la misma distancia, y, por lo tanto, las más brillantes eran más grandes. En el Almagesto, Ptolomeo clasificó todas las estrellas visibles a simple vista en 6 grupos, o magnitudes, siendo las de magnitud 1 las más brillantes.

Posteriormente en 1856 Norman Pogson, basándose en Herschel, confirmó que la diferencia de brillo entre las estrellas de 6ª y 1ª magnitud era un factor aproximado de 100. Por lo tanto, redefinió la escala de magnitudes en torno a esta escala de 100. Así entonces, la diferencia de magnitud entre dos estrellas, que tienen una luminosidad B1 y B2 corresponde a

\frac{B_1}{B_2}=2,512^{-(m_1-m_2)} \Rightarrow m_1-m_2=-2.5\log{\left(\frac{B_1}{B_2}\right)}

El numero 2,512 no es más que (100)1/5, el factor de escala que encontró Pogson. El valor negativo indica que la magnitud de un cuerpo aumenta a medida que disminuye su brillo. Al tomar logaritmos encontramos la expresión directa, que tiene una dependencia logarítmica del cociente de brillos, que es el resultado aproximado de la respuesta del ojo humano (Ley de Weber-Fechner). Normalmente, para una estrella la ley se presenta de forma m=k-2.5\log{B}, donde k es una constante arbitraria (origen de la escala) que se ajusta para que la estrella Vega (α Lyrae) tenga magnitud cero. A esta magnitud se la denomina magnitud bolométrica, y corresponde a la magnitud debida a la luminosidad en todo el espectro de radiaciones (en el apartado 10 desarrollaremos más las magnitudes)

Brillo estelar. Flujo recogido:

Comentamos al principio de este apartado que la abertura del telescopio era uno de los parámetros más importantes, ya que la superficie de este limita la energía que recoge el telescopio. Se puede demostrar, y se puede encontrar una demostración en el apartado 16.3.3 del libro de Roy & Clarke [8] que el brillo de un objeto no se altera dependiendo del tipo de telescopio (no incluye flujo de otras fuentes, eliminando luces parásitas y suponiendo que la transmisión es del 100%). Este resultado nos permite correlacionar directamente las medidas en el telescopio con las medias »reales».

2 Según el diccionario panhispánico de dudas es intercambiable abertura y apertura, sin embargo el primer término es el más usado.
3 Más información sobre las funciones de Bessel en Wikipedia

3. Telescopios refractores

Los siguientes temas (3,4,5,6 y 7) están basados en las mismas referencias.

Refractores son aquellos telescopios formados por sistemas cuyos elementos principales son
lentes convergentes que hacen formar una imagen situada en el infinito en un plano focal donde se colocan oculares y/o instrumentos tales como cámaras, espectroscopios, etc… . Son los primeros tipos de telescopios que aparecieron. Este tipo de telescopios es apreciado por su mayor definición frente a los reflectores y se usa mucho en astronomía planetaria.

Fue el tipo de telescopio de los grandes observatorios hasta bien entrado el siglo XX. Su construcción a gran escala es bastante complicada, ya que el peso de la lente hace palanca en el tubo del telescopio, produciendo flexiones. Además, el cristal que forma la lente, a mayor tamaño, mayor probabilidad de tener fallos e imperfecciones como burbujas de aire y mayor masa.

La fórmula de las lentes delgadas permite obtener la focal F de una lente delgada en función de si índice de refracción n y los radios de curvatura de las superficies r1 y r2.

\frac{1}{F}=(n-1)\left(\frac{1}{r_1}-\frac{1}{r_2}\right)

En el caso de rayos que provengan del infinito, como en nuestro caso, la imagen se formará en el foco de la lente. Otro aspecto a tener en cuenta es la eficiencia de transmisión. Cuando la luz atraviesa un medio dieléctrico, como nuestra lente, se produce el doble fenómeno reflexión/refracción además de una atenuación propia del material, concretamente el porcentaje de luz reflejada en la lente es

R=\left(\frac{n-1}{n+1}\right)^2

[Temas 6 a 8 óptica] Y en general para sistemas compuestos se define la transmitancia como

T=1-\left(\frac{n-1}{n+1}\right)^2 \Rightarrow T_{tot}=\prod_i T_i^2 =\prod_i\left[1-\left(\frac{n_i-1}{n_i+1}\right)^2\right]^2

Dado que el índice de refracción de la lente siempre será mayor que 1, es imposible obtener una lente cuya transmitancia sea del 100%. Por ejemplo, una sola lente de cristal con n=1.5 tiene una transmitancia del 96% y un doblete de vidrio crown y flint con índices n=1.5 y n=1.6 tiene una transmitancia del 83%. Aparentemente, crear refractores con objetivos compuestos reduce bastante la eficiencia de estos. Actualmente, las lentes incluyen tratamientos antirreflejantes en la superficie que minimizan la reflexión de la luz, aumentando la transmitancia. Los refractores profesionales y de alta gama para aficionados alcanzan valores altos como el 99% de transmitancia.

Gráfica de la transmisión en función de la frecuencia para vidrio de borosilicato y vidrio flint ligero. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.
Gráfica de la transmisión en función de la frecuencia para vidrio de borosilicato y vidrio flint ligero. © A.E.Roy and Clarke. Uso educativo.

3.1 Los primeros refractores. Telescopio de Galileo. Telescopio de Kepler

Telescopio de Galileo:

El telescopio que usó Galileo es uno de los más sencillos a nivel estructural. El objetivo es una lente convergente (convexa o plano convexa) y el ocular una lente cóncava. El ocular se coloca antes de que el sistema haga foco y el ocular amplía esta imagen. Un telescopio de este tipo como el de Galileo apenas daba 30 aumentos y además tenía muchas aberraciones o distorsiones en la imagen. Este telescopio además ofrece la imagen en la misma orientación, no la invierte, por lo que es práctico en un uso terrestre.

 Esquema de un telescopio Galileano.
Esquema de un telescopio Galileano.

Telescopio de Kepler:

Es una configuración superior al galileano, se sustituye la lente del ocular cóncava por una lente convexa. La ventaja de este diseño es que permite que los rayos de luz salgan del ocular mucho más convergentes, esto es, que el observador tiene en el ocular un mayor campo aparente4 y pupila de salida5. Se pueden alcanzar muchos más aumentos que con el galileano, pero sigue padeciendo de aberraciones, para mitigarlas se aumentó mucho la distancia focal. También permite el uso de micrómetros situados en el plano focal, que ahora queda dentro del telescopio y es lo que amplía el ocular, al contrario del de Galileo, donde el plano focal quedaba detrás del ocular.

Esquema de un telescopio Kepleriano.
Esquema de un telescopio Kepleriano.

3.2 Refractor acromático

Sistema introducido en el siglo XVII por John Dollond. Este diseño óptico incluye varios elementos en el objetivo (dobletes o tripletes) para reducir las aberraciones. En especial la cromática, pues cada vidrio tiene un índice de refracción para cada color/longitud de onda.

La aberración cromática hace que cada color se refracte de manera distinta cada color, de tal forma que no hay un único plano focal, sino uno para cada color. Al enfocar de forma normal la imagen, aparecen halos de color rojo y azul (trataremos sobre la aberración cromática en el tema 8.1).

Dollond colocó dos elementos de distintos tipos de vidrio (crown y flint), de distintos índices de refracción [Tema 4 óptica] que mitigaban la dispersión de los colores. Newton llegó a esta solución anteriormente, pero la desechó en favor del telescopio reflector, pensando que no podría realizarse.

Esquema de un telescopio acromático. CC - Renato Caniatti/Wikipedia.
Esquema de un telescopio acromático. CC – Renato Caniatti/Wikipedia.

Ya no incluimos el ocular en el esquema pues el desarrollo de sistemas de oculares ya es independiente del telescopio, no así como en los casos de Galileo y Kepler. En el tema 9.4 volveremos sobre ellos.

3.3 Refractor apocromático

Sistema superior al acromático formado por dobletes o tripletes (o incluso más elementos) en el objetivo formados por lentes de material de baja dispersión (ED o extra-low dispersion como por ejemplo la fluorita —fluoruro de calcio). Son los telescopios refractores de calidad actuales. Estas combinaciones avanzadas de objetivos eliminan/contrarrestan de forma mucho más eficiente la aberración cromática. En este caso, los diseños son avanzados y cada casa comercial tiene sus propios diseños del grupo óptico principal. El diseño a continuación es un diseño estándar.

Esquema general de un telescopio apocromático. CC - Wikipedia.
Esquema general de un telescopio apocromático. CC – Wikipedia.

4 Campo visual, en grados, que ofrece el sistema. No se corresponde con el campo real en grados que se está observando, sino con el campo que perciben nuestros ojos.
5 Cono del luz que sale del ocular, lo ideal es que tenga el tamaño de la pupila. Tamaños menores hacen que la luz sea menos aprovechada por el ojo, tamaños superiores, hacen que luz no llegue correctamente a la retina.

4. Telescopios reflectores

Reflectores son aquellos telescopios formados por sistemas cuyos elementos principales son
espejos curvos (esféricos/parabólicos/hiperbólicos) que hacen formar una imagen situada en el infinito en un plano focal. Leonard Digges y su hijo Thomas Digges, Mersenne y James Gregory idearon finalmente el diseño de telescopio reflector. Posteriormente en torno a 1760 Newton lo estableció como un instrumento más. Este tipo de telescopios es apreciado por su mayor luminosidad frente a los reflectores y se usa mucho en astronomía de cielo profundo (galaxias, nebulosas, etc…).

Esquema de un espejo con superficie curva

Esquema de un espejo con superficie curva
CC- Wikipedia – Cronholm144

Un espejo esférico, o aproximadamente esférico con un radio de curvatura r, tiene una focal F=r/2, cuando el espejo recibe rayos provenientes del infinito, los rayos convergen en esta distancia focal ya que para un objeto a una distancia d0, la imagen se formará a la distancia di, por lo tanto si está en el infinito se forma en la focal:

\frac{1}{d_0}+\frac{1}{d_i}=\frac{1}{F}

Hoy en día los espejos tienen su superficie reflectante creada por una deposición de una capa de aluminio en vacío, antiguamente se realizaba un bañado en plata y celulosa que ofrecía una superficie con algo de pérdidas. Una de las ventajas de usar el aluminio es que no refleja el ultravioleta, cosa que sí ocurría con la plata.

Es más, en sus principios los espejos eran de metal pulido que había que repulir a menudo para que siguiera siendo reflectante. Debido a que la luz no atraviesa el material, no sufrirá de la aberración cromática, pero sin embargo sufrirán de otro tipo de aberraciones dadas por la imperfecciones en la superficie del espejo (esférica, coma, etc…).

Una de las mejores formas de eliminar estas aberraciones es usar espejos parabólicos que en aproximación son muy similares a superficies esféricas (sin embargo sufrirá de astigmatismo). Mejoras superiores de estos telescopios añadiendo elementos formados por lentes para rectificar la imagen (catadióptricos) se tratarán en el siguiente capítulo.

Normalmente los espejos tienen muchas menos pérdidas de luz que los refractores, aunque por su construcción, el espejo secundario que se coloca, reduce el área efectiva colectora de luz, aunque el efecto no es muy importante. Si hay que tener en cuenta el ángulo de incidencia de la luz ya que la transmisión depende de él, y por ejemplo, el espejo secundario de un newtoniano a 45 grados, tiene un coeficiente de reflexión del 86%. En la gráfica siguiente encontramos este coeficiente para luz no polarizada y las componentes normales y tangenciales de la luz. [Tema 8 óptica]

Porcentaje de luz reflejada en función del ángulo de incidencia

Porcentaje de luz reflejada en función del ángulo de incidencia
© A.E.Roy and Clarke

4.1 Newtoniano

El tubo óptico contiene en su final un espejo parabólico (o esférico si su focal es grande, pues si es esférico sufrirá distorsiones la imagen fácilmente). Dentro del propio tubo se encuentra un espejo secundario plano que desvía el foco hasta el lateral del tubo. Tienen la ventaja de ser más luminosos que los refractores pues permiten mayor abertura (luego más fotones) pero ofrecen menos resolución y tienen una obstrucción central. Es uno de los más usados en astronomía amateur.

Esquema de un telescopio Newtoniano

Esquema general de un telescopio newtoniano

4.2 Cassegrain

En este sistema reflector donde el espejo principal, sí cómo el secundario, son hiperbólicos. El secundario se sitúa sobre el eje enviando la imagen detrás del espejo primario, que, normalmente, tiene un orificio en el centro. Es ideal para hacer astrofotografía situando la película o el chip en el foco. Casi todos los observatorios astronómicos y muchos amateur usan configuraciones derivadas de este (catadióptricos).

Esquema de un telescopio Cassegrain

Esquema general de un telescopio cassegrain
CC/ Wikipedia-Szőcs Tamás

4.3 Ritchey-Chrétien

El sistema Ritchey-Chrétien (el que usa el Telescopio Espacial Hubble o el telescopio de 3.5 m en Calar Alto, entre otros) es una variación del de Cassegrain con espejos hiperbólicos. Su ventaja es que jugando con las curvaturas de los espejos y tamaños se puede conseguir mucho campo y pocas aberraciones.

Esquema de un telescopio ritchey-chrétien

Esquema general de un telescopio Ritchey-Chrétien
CC/ Wikipedia-Szőcs Tamás

4.4 Otros

Dall-Kirkham: Otra variación del Cassegrain inventada por dos astrónomos amateurs y publicado en Scientific American. Consta de un espejo primario elíptico-cóncavo con un espejo secundario esférico-convexo. Tiene el problema de que al alejare del eje óptico las aberraciones son grandes pero a grandes focales ofrece muy buena imagen.

Gregoriano: Esta otra variación usa un espejo cóncavo pero no convexo como secundario que hace que la imagen no se invierta, con lo que se usa mucho como objetivo fotográfico de alto nivel o para observaciones terrestres (ornitología p.e.). También se usa en algunos observatorios profesionales.

Sistemas con espejos secundarios fuera del eje principal: Estos sistemas buscan evitar la obstrucción central del espejo secundario y desplazan los elementos (y sus ejes ópticos) para lograrlo.

Algunos de los modelos son el telescopio de Herschel, que desplazó el plano del espejo principal inclinándolo para poder colocar el secundario fuera del tubo (básicamente porque en la época los espejos eran de metal pulido y duraban muy poco tiempo bien, y no alcanzaban más de un 60% de reflectividad).

Otro sistema es el Schiefspiegler que se puede asemejar a un sistema como el de unos prismáticos con prisma de Porro6.

Esquema de telescopios reflectores poco convencionales

Esquema de telescopios reflectores poco convencionales

6 http://es.wikipedia.org/wiki/Prisma_de_Porro

5. Telescopios catadióptricos

Catadioptric telescopes are optical telescopes that combine specifically shaped mirrors and lenses in designs that have all spherical surfaces that are easier to manufacture, have an overall greater degree of error correction than their all lens or mirror counterparts, have a wide field of view, take advantage of a folded optical path, or a combination of any or all of these attributes. Many types employ “correctors”, a lens or curved mirror in a combined image-forming optical system so that the reflective or refractive element can correct the aberrations produced by its counterpart.

5.1 Schmidt-Cassegrain

Este es uno de los modelos más populares en la astronomía amateur, consiste en un diseño Cassegrain en el que el espejo secundario se ha introducido en una placa correctora Schmidt. Ofrece focales mayores que el Cassegrain normal y un campo más estrecho.

Esquema de un telescopio Schmidt-Cassegrain

Esquema de un telescopio Schmidt-Cassegrain
CC- Wikipedia-Griffenjbs

5.2 Maksutov-Cassegrain

Los Maksutov-Cassegrain (otra una variante del Cassegrain) llevan un menisco en la boca del tubo, sobre este se suele colocar el espejo secundario o directamente, platear parte del menisco. Es un montaje ideal para tener focales grandes en un tubo muy compacto, y también da un campo estrecho como los Schimidt-Cassegrain. No suelen necesitar colimación y suelen ser estancos ya que todo va fijo.

Esquema de un telescopio Maksutov-Cassegrain

Esquema de un telescopio Maksutov-Cassegrain
CC- Wikipedia-Griffenjbs

5.3 Schmidt-Newton

Una variante del newtoniano al que se le coloca una placa correctora
Schmidt en la boca, básicamente mejora el rendimiento de los newton de focales cortas
donde las aberraciones son más evidentes.

Esquema de un telescopio Schmidt-Newton

Esquema de un telescopio Schmidt-Newton
CC- Wikipedia-Szőcs Tamás

5.3 Otros

Argunov-Cassegrain: diseñado en 1972 por P.P. Argunov. Todos sus elementos tienen superficies esféricas y el espejo del Cassegrain clásico se sustituye por un conjunto de tres elementos separados, dos lentes esféricas y un espejo, también esférico, de tipo Mangin.

Klevtsov-Cassegrain: Diseñado por G.I.Popov y Yuri A.Klevtsov. El espejo principal es esférico y en el secundario se coloca un sistema de dos lentes y un espejo (una lente y un espejo juntos y un menisco).

Esquema de telescopios catadióptricos poco convencionales

Esquema de telescopios catadióptricos poco convencionales
CC- Wikipedia-HHahn

6. Monturas

Una vez montado el tubo óptico según nuestros objetivos o intereses el siguiente paso es
colocarlo en un sistema mecánico que permita su movimiento de apuntado en la esfera celeste. A grandes rasgos se distinguen los sistemas acimutales7, con movimiento en altura y azimut, son más compactas y soportan más peso, pero tiene problemas como la rotación de campo. El otro grupo son las ecuatoriales8, aquellas con un sistema que permite reproducir el movimiento diurno de la esfera celeste, son más voluminosas y al estar inclinadas con el eje las tensiones son mayores. Hay otras monturas especiales como los helióstatos o los círculos meridianos, que sólo permiten medir en altura en el meridiano, midiendo las culminaciones, se usaban en laastrometría antiguamente.

Esquema de una montura ecuatorial y azimutal

Esquema de una montura ecuatorial y azimutal
CC – Steven Dutch, Natural and Applied Sciences, University of Wisconsin – Green Bay

6.1 Altacimutales

No hay tipos de monturas, simplemente se adaptan al telescopio y el observatorio, su movimiento es simple en azimut y altura (dos ejes perpendiculares, uno vertical). Un tipo muy usado en la astronomía amateur es la dobson, donde la montura está en el suelo sin trípode.

Esquema de monturas azimutales

Esquema de monturas azimutales
a) Montura usual acimutal, b) Helióstato y c) Círculo meridiano

6.2 Ecuatoriales

Asimétricas: son aquellas que tiene el eje polar de tal forma que el peso no
queda distribuido uniformemente, tiene el eje a un lado generalmente. Las más usuales
son la alemana y la inglesa.
Simétricas: su distribución de los ejes permite una distribución del peso y colocación del centro de masas más eficiente, haciendo que sufra menos esfuerzo mecánico la montura.
Tipos de estas son la de horquilla y la inglesa de cuña o la de herradura.

Esquema de monturas ecuatoriales

Esquema de monturas ecuatoriales
a) Alemana, b) Inglesa, c) Inglesa de cuña, d) Herradura y e) Horquilla.

6.3 Focos

Dependiendo de la configuración óptica podemos colocar el foco del telescopio en distintos
lugares o incluso, usar varios focos y alternar entre ellos según el instrumento que queramos
usar.

  • Foco primario: el foco principal del telescopio, es el foco del sistema óptico principal. En los refractores se coloca el ocular a continuación y en los refractores se sitúa fuera del tubo o debajo del espejo principal.
  • Foco Newton: el foco resultante de doblar el haz con un espejo fuera del tubo, recibe el nombre del mismo modelo de telescopio.
  • Foco Cassegrain: se coloca un espejo secundario en el eje óptico principal y se lleva el foco detrás del espejo principal. Toma el nombre de la configuración Cassegrain.
  • Foco Coudé: En monturas ecuatoriales se coloca un espejo secundario tipo Cassegrain pero plano y se coloca un tercer espejo que saca el haz por el eje de declinación, ya dentro de la montura, un cuarto espejo desví al haz por el eje polar, de tal forma que es ideal para instrumentos pesados pues aunque se mueva el telescopio no cambia el foco y el instrumento no está en la montura, facilitando el equilibrado.
  • Foco Nasmyth: en monturas acimutales se coloca un sistema de espejos parecido al
Tipos de focos

Tipos de focos

7 http://es.wikipedia.org/wiki/Coordenadas_horizontales
8 http://es.wikipedia.org/wiki/Coordenadas_ecuatoriales

7. Telescopios profesionales

Los telescopios de uso profesional son, hay en día, de gran envergadura, y su construcción requiere de un estudio medioambiental de la localización y logístico, pues el telescopio va instalado en una cúpula y normalmente con edificios anexos a él.

Cúpula: Normalmente el hecho de usar una cúpula cerrada hace que existan microturbulencias y corrientes de aire no deseadas que, al fin y al cabo, aumentan el ruido de la imagen. Las soluciones de cúpulas para los telescopios más avanzados se prueban para comprobar la efectividad de las corrientes y que el telescopio quede lo más estable (térmicamente) posible.

Estudio de la viabilidad de una cúpula en un tanque de agua.

Estudio de la viabilidad de una cúpula en un tanque de agua.

Espejos: La construcción de los espejos se realiza en laboratorios de alto nivel, pues los tamaños de los espejos (de metros) y las altas calidades necesitadas para obtener medidas precisas requieren de una esmerada construcción. Una de las soluciones más sencillas es construir el espejo por segmentos, como por ejemplo en el GRANTECAN.

Espejo segmentado completo del GRANTECAN.

Espejo segmentado completo del GRANTECAN.

7.1 Óptica activa

La óptica activa consiste en colocar bajo el espejo unos actuadores, ya que la gran dimensión del espejo hace que aparezcan tensiones, y en último término, flexiones en la superficie reflectante. Un receptor analiza el frente de ondas que da el telescopio y calculando la variación respecto al patrón normal, unos motores piezoeléctricos rectifican la superficie.

Espejo segmentado completo del GRANTECAN.

Segmentos del GRANTECAN instalados en la celda con el dispositivo de óptica activa y adaptativa.

7.2 Óptica adaptativa

La óptica adaptativa usa el mismo principio de la rectificación del espejo para corregir a tiempo real las aberraciones producidas por la turbulencia atmosférica, normalmente se usa una estrella brillante en el campo del telescopio o una estrella artificial por láser para comparar el patrón ideal con el visto a través del telescopio y corregir la imagen. Aumenta la resolución efectiva de manera considerable.

8. Aberraciones

Ya hemos ido comentando que los distintos diseños ópticos y materiales que se usan en la construcción de telescopios distorsionan la imagen. A continuación trataremos los distintos tipos de aberraciones que puede sufrir una imagen, ya sea por imperfecciones en la geometría del diseño, o por defectos inherentes al material de la óptica.

[Temas de reflexión refracción y difraccióny reflexión, abarca bastante contenido clave de estos temas]

8.1 Aberración cromática

Uno de los inconvenientes de los vidrios, es que su índice de refracción depende de la longitud de onda de la luz, ya que es un medio dispersivo. De acuerdo a la fórmula de las lentes delgadas, la focal depende del índice de refracción, luego si este depende de la longitud de onda tenemos que cada longitud de onda tiene una focal distinta (la focal es lineal con la longitud de onda).

Aberración acromática

Aberración acromática

De esta forma si focalizamos la imagen en el punto focal del azul (la focal más corta) se verá un halo rojo, y viceversa. La imagen focalizada en el punto medio tendrá halos de ambos colores, a este punto se le denomina círculo de mínima confusión y es donde la imagen está más enfocada.

A esta variación de la focal según el color se denomina aberración cromática longitudinal, y dado que por los defectos de la lente, además, estos puntos focales con coinciden en el eje óptico, en el plano de mínima confusión tendremos los halos azules y rojos no centrados en la imagen, efecto que se denomina aberración cromática lateral

Aberración acromática para un objetivo de una lente y un acromático

Aberración acromática para un objetivo de una lente y un acromático

Ya hemos comentado en el tema referente a refractores, que este efecto se puede minimizar usando varias lentes que vayan corrigiendo la linealidad longitud de onda/focal a una constante.

8.2 Aberración esférica

Hasta ahora hemos considerado sistemas a través de la aproximación paraxial, sin embargo, a medida que nos alejamos del eje óptico los rayos que pasan por una lente no focalizan en el mismo punto (independientemente de la longitud de onda, es un efecto monocromático).

Esquema general de la aberración esférica

Esquema general de la aberración esférica

Dado que los objetos, dependiendo de la distancia al eje óptico, focalizan en distintos puntos (el plano focal ya no es plano, sino una superficie curva), al enfocar un campo tendremos el centro de la imagen enfocado y un desenfoque gradual hacia el borde del campo, efecto conocido como aberración esférica. Al desplazamiento del foco entre el punto focal del eje y del borde de la lente se le denota por ΔF, y es usual cuantificarla con el cociente ΔF/F.

Igual que con la aberración cromática, el punto donde el desenfoque se minimiza (el punto medio) se conoce como el círculo de mínima confusión. E igualmente podemos definir la aberración esférica longitudinal y la aberración esférica lateral.

La cantidad de aberración esférica depende de la forma (curvatura) de la lente, usualmente se usa el factor q=(r2+r1)/(r2-r1) para cuantificarla, siendo el mínimo cuando q=0.7. Los sistemas con correcciones de esta aberración se denominas asféricos.

Aberración esférica para un objetivo de una lente y un doblete

Aberración esférica para un objetivo de una lente y un doblete

8.3 Coma

Coma es una aberración que recibe su nombre de los cometas. Cuando observamos un objeto puntual que se encuentra fuera del eje óptico, las imperfecciones en la construcción de las lentes/espejos hacen que los rayos no converjan puntualmente, de tal forma que se superponen distintas imágenes del mismo objeto (según la distancia al eje de cada rayo incidente tenemos un aumento distinto), cada una de forma anular y de mayor radio, lo que da aspecto a un objeto puntual de un objeto con coma (la cola delos cometas), extendido en forma de cuña. Los objetivos corregidos para esta aberración se denominan aplanáticos.

Aberración de coma, vista en un plano, globalmente y el efecto final

Aberración de coma, vista en un plano, globalmente y el efecto final

8.4 Astigamatismo

Aunque tengamos un sistema aplanático, los objetos fuera del eje óptico también sufren de aberraciones. El astigmatismo es una de estas aberraciones, consiste en un variación del punto de foco dependiendo de si tomamos los rayos por un plano tangencial o sagital, de tal forma que enfocando la componente tangecial, no se puede enfocar la sagital y viceversa. Aunque existe un plano de mínima aberración, el plano de mínima confusión. La forma de corregirlo es aplicar correcciones al sistema para que forme una superficie de Petzval (el nombre de quién la desarrolló).

Aberración de astigmatismo, con la vista de los rayos en plano tangencial y sagital

Aberración de astigmatismo, con la vista de los rayos en plano tangencial y sagital

8.5 Curvatura de campo

La curvatura de campo es el resultado en el que un frente de ondas plano no focaliza en otro plano, sino que debido a las imperfecciones, su superficie focalizada es una superficie curva.

Aberración de curvatura de campo

Aberración de curvatura de campo

8.6 Distorsión de campo

La distorsión de campo es una aberración que produce que las coordenadas de cada punto en el objeto se distorsionen (aumentando o disminuyendo, pero no homogéneamente para todos los puntos). La distorsión de barril ocurre cuando la imagen pierde aumento (disminuye la escala) al acercarnos a los bordes, y el efecto contrario es la distorsión de corsé.

Aberración de distorsión del campo

Aberración de distorsión del campo

8.7 Teoría general de aberraciones

Las aberraciones han sido estudiadas y teorizadas por Seidel (mediante la óptica geométrica) y por Zernike (óptica electromagnética).

Aberraciones de Seidel

Seidel se basó en la aproximación paraxial, donde se aproximó el sen(x) a x, sin embargo, en el desarrollo de Taylor existen más términos que han sido despreciados y cuyos residuos pueden ser importantes, estas son aberraciones de Seidel o de tercer orden. Son monocromáticas. Aparte se considera la aberración cromática debida a la dependencia del índice de refracción con la longitud de onda. las clasificó en dos

  • Aberraciones de punto: la imagen está en su posición pero distorsionada: ab. esférica, coma, astigmatismo.
  • Aberraciones de forma: la imagen está desplazada o distorsionada: distorsión y curvatura de campo.

Aberraciones de Zernike

Zernike se basó en la óptica electromagnética para mejorar el desarrollo de Seidel. Zernike creó una base de polinomios ortonormales, que aplicados a un disco de radio unidad da como salida el frente de ondas resultante a la salida del sistema. Ajustando los coeficientes de cada aberración, se puede aproximar la imagen real a una «combinación lineal de aberraciones». Son polinomios similares a los de Bessel o Legendre

Aberración de distorsión del campo

Aberraciones en polinomios de Zernike

Aberración de distorsión del campo

Expresión de los polinomios de Zernike para cada aberración

9. Uso visual de telescopios

El uso de telescopios con la vista, ha sido, hasta la aparición de la astrofotografía, la única herramienta para hacer las observaciones. Si a los sistemas expuestos antes les colocamos un ocular (un sistema convergente) de tal forma que el plano imagen del sistema óptico del telescopio coincida con el plano objeto del ocular, a través del ocular tendremos la salida de la imagen formada por el telescopio. Esta imagen dada por el ocular, se sitúa en el infinito y guarda una relación de semejanza, tanto en tamaño angular como en luminosidad con la región celeste que está recogiendo el telescopio. Oculares hay muchos diseños y cada casa comercial mantiene los suyos, aunque diseños como el Plöss, Ramsden, Huygens, son diseños clásicos conocidos.

Esquema de un ocular tipo Huygens

Esquema de un ocular tipo Huygens

Esquema de un ocular tipo Ramsden

Esquema de un ocular tipo Ramsden

9.1 Aumento

Uno de los parámetros más importantes a la hora de ajustar un ocular para el uso visual es el aumento que proporciona. Usualmente se venden telescopios de baja gama anunciando los aumentos que tienen, aunque no es vital, tener más o menos aumentos es menos importante que tener un sistema óptico con las menores aberraciones posibles.

El aumento se define como la relación entre el campo (medido en unidades angulares) que recoge el telescopio (campo recogido) y el campo que vemos nosotros a través del ocular (campo de la imagen virtual), m=αtelocu.

En nuestro telescopio, la abertura colectora actúa de pupila de entrada, y la apertura del ocular de pupila de salida. El importante que el haz de la pupila de salida tenga un tamaño adecuado al de la pupila del ojo para maximizar la luminosidad. Así mismo los oculares tienen un eye relief (distancia a la que se debe colocar el ojo para que la imagen saliente se forme bien en la retina).

Demostración geométrica del aumento

Demostración geométrica del aumento

Con un análisis sencillo de los triángulos formados por rayos, obtenemos que la expresión del aumento es equivalente a m=Ftel/Foc=D/d donde d es el diámetro de la pupila de salida. Usualmente se tiene el criterio de usar aumentos cuyo valor sea menor que el diámetro del telescopio (en mm) (Regla de Whittaker).

9.2 Poder de resolución

Ya comentamos en el punto 2.2 el criterio de Rayleigh, que en general, vale para todas las longitudes de onda en las que observemos. Aproximadamente en uso en el espectro visible, tomando una media de la longitud de onda, se puede aproximar a α≈140/D(mm). Sin embargo, observadores con experiencia son capaces de superar este límite, ya que son capaces de distinguir variaciones de brillo inferiores al 20% (la diferencia de brillo que hay según el criterio de Rayleigh). Obviamente esto requiere instrumentos y condiciones atmosféricas excepcionales, normalmente se usa un criterio superior al de Rayleigh, el criterio empírico de Dawes: α≈115/D(mm).

Normalmente nos encontraremos por debajo del criterio de Rayleigh ya que el seeing, la calidad del telescopio, la contaminación lumínica, etc… afectan a la claridad en la separación de dos fuentes puntuales, en el caso de los reflectores, hasta el espejo primario produce difracción que influye en la resolución.

9.3 Magnitud límite

En el apartado 2.3 estudiamos las magnitudes estelares y la ecuación de Pogson, que relaciona magnitudes y brillos (flujos de energía). A simple vista se ha establecido que el límite para la pupila/ojo es de magnitud 6 (como límite superior excepcional). Conociendo este hecho empírico, vamos a desarrollar la magnitud límite de cualquier instrumento (para uso visual). Si Bt es el flujo del telescopio y Bo el del ojo, y los flujos dependen del área, es decir, del diámetro al cuadrado, tenemos que Bt/Bo=D2/d2. Por otro lado usando la ecuación de Pogson, que relaciona el cociente de brillos, tenemos que, reordenando los términos

log{\left(\frac{B_t}{B_o}\right)}=\log{\left(\frac{D^2}{d^2}\right)}=-0.4(m_t-m_o)

Si hacemos que mt sea de magnitud 6 (el límite visual) y aceptado que la pupila tiene un diámetro de 0.8 mm, podemos hallar la magnitud límite que alcanzaremos con el telescopio que es

m_{lim}=1.485+5\log{D}

Evidentemente no hemos tenido en cuenta que la transmisión no es perfecta y que pueden existir pérdidas, en cuyo caso debemos incluir la eficiencia en Bt/Bo=(Ef)·D2/d2. Usando una eficiencia típica, podemos simplificar la ecuación de la magnitud límite a

m_{lim}=7.5+5\log{D}

10. Detectores ópticos para telescopios

Ya hemos tratado el uso visual de telescopios con sus parámetros más importantes (Aumento-Campo visual-Resolución). Ahora estudiaremos los mismos principios aplicados a los sensores usados en astronomía para el registro de imágenes y datos ya que hoy en día prácticamente no se toman medidas científicas de forma visual.

10.1 Espectro óptico. Sensibilidad espectral. Eficiencia cuántica.

Este desarrollo se va a centrar únicamente en el espectro óptico (espectro visible) ya que el resto de bandas, o bien requieren técnicas distintas o pueden registrarse igualmente con telescopios. En el siguiente tema se tratarán los otros rangos del espectro.

A la hora de usar dispositivos de registro de imagen es muy útil y esclarecedor conocer dos parámetros que nos ayudan a conocer cómo se realiza el proceso de registro de la imagen, a saber, la sensibilidad espectral y la eficiencia cuántica.

La sensibilidad espectral es una función S(λ), que recoge la respuesta del detector a la misma cantidad de luz en distintas long. de onda, está función genera una curva, llamada respuesta espectral, que en su término ideal es igual a la unidad. Es importante conocerla ya que si tenemos una mejor respuesta al color rojo que al azul, las intensidades lumínicas obtenidas en la imagen han de ser corregidas para comparar ambos colores.

Aparte de la sensibilidad, es importante conocer la eficiencia cuántica, es decir del flujo de fotones/s, cuantos son recogidos por el dispositivo, este cociente de fotones efectivos y el total es la eficiencia cuántica.

El ojo también se puede considerar dentro de estos parámetros y de hecho presenta su propia sensibilidad espectral, que además varía. En la adaptación del ojo a la oscuridad, su respuesta varía, efecto conocido como efecto Purkinje, el máximo de la curva de sensibilidad pasa del verde (unos 500 nm) a longitudes de onda más baja (también cambia el uso de bastones y conos para favorecer la intensidad frente al color).

Curvas de sensibilidad del ojo y del ojo adaptado a oscuridad (Efecto Purkinje)

Curvas de sensibilidad del ojo y del ojo adaptado a oscuridad (Efecto Purkinje)

10.2 Bandas fotométricas

En astronomía se ha definido un sistema fotométrico que no es más que una serie de bandas espectrales bien definidas. Existen muchos sistemas, algunos muy específicos y otros generales, pero se pueden generalizar al sistema de Jhonson o sistema UBV. Esos sistemas surgen de la necesidad de estandarizar las medidas para hacer comparaciones, ya que si se usa el mismo ancho de banda en el detector, las medidas son comparables al registrar el mismo rango de frecuencias.

En este sistema las bandas más importantes son

  • U – Ultravioleta centrada en 365 nm con un ancho de 70nm
  • B – Azul centrada en 445 nm con un ancho de 100 nm
  • V – Visual centrada en 551 nm con un ancho de 90 nm
  • R – Rojo centrada en 658 nm con un ancho de 150 nm
Curvas de sensibilidad de las distintas bandas

Curvas de sensibilidad de las distintas bandas

Además existen bandas en el infrarrojo: I,J,K,L,M,N. Estas bandas además coinciden con ventanas atmosféricas, regiones del espectro donde la misma es transparente (en el tema siguiente se verá).

10.3 Fotografía y fotometría química

Con la invención de la fotografía, una de las primeras aplicaciones surgidas fue el registro fotográfico de objetos celestes. Uso que continuó hasta el desarrollo de los detectores de estado sólido. La placa fotográfica consiste en un gel que contiene una emulsión de cristales (normalmente un halogenuro de plata, AgCl, AgBr…) que son fotosensibles y cuando es iluminado, se produce una acumulación de iones de plata. Esta placa deberá ser después revelada para obtener la imagen.

Existen tres parámetros importante a la hora de hacer astrofotografía química a saber: la resolución, la velocidad y la sensibilidad espectral. La resolución de las fotografías depende directamente del tamaño de las sales en emulsión, que a su vez (si son más grandes o pequeños), fija la velocidad a la que la placa fija la luz. La sensibilidad depende del tratamiento y composición de la placa, pero usualmente a más rango de sensibilidad, se obtiene una menor sensibilidad (lo que aumenta el tiempo de exposición).

Curvas de sensibilidad de distintas emulsiones fotográficas

Curvas de sensibilidad de distintas emulsiones fotográficas

La característica por la que es posible medir y comprar brillos registrados en placas fotográficas es que estas tienen un respuesta lineal a la luz incidente siempre que no esté sub/sobre-expuesta, de tal forma que a una luminosidad en la fotografía, podemos asignar una magnitud estelar.

Curva característica de una emulsión

Curva característica de una emulsión

10.4 Fotomultiplicadores

Un fotomultiplicador es un dispositivo que, dado un número de fotones muy bajo, es capaz de amplificar debido a emisiones secundarias producidas por estos primeros fotones. Actualmente su campo de aplicación es la astrofísica de energías extremas, ya que se recibe muy poca información.

Un fotomultiplicador consiste en un compuesto por el que entra la luz incidente, que choca con un fotocátodo que, por el efecto fotoeléctrico, emite electrones, estos electrones caen sobre placas cargadas arrancando más electrones de tal forma que por cada placa extra, o dinodo, se van multiplicando. Finalmente son recogidos por un ánodo.

;Esquemas de dos fotomultiplicadores, con dinodos en

Esquemas de dos fotomultiplicadores, con dinodos en «serie» o «paralelo»

10.5 CCDs (Charge Copuled Decives)

Los dispositivos CDD (Charge Copuled Decives/Dispositivo de Carga Acoplada) fueron desarrollados en los laboratorios Bell en 1969. Sus inventores recibieron el premio Nobel de física en 2009. Un chip CCD consiste en un «array» o matriz de condensadores acoplados que pueden intercambiar carga entre sí mediante un circuito. Normalmente en astronomía se usan CCDs monocromo ya que tienen una resolución mayor puesto que no tienen píxeles dedicados a cada color.

Esquema de un chip CCD

Esquema de un chip CCD

El funcionamiento es sencillo, una célula fotoeléctrica transforma los fotones incidentes a un voltaje (no todos, existe un parámetro, la eficiencia cuántica que permite saberlo). Este voltaje es proporcional a la luz que recibe. Este proceso continúa almacenando carga en cada condensador mientras dure la exposición (fracciones de segundo en fotografía usual, horas en astronomía). Detrás de toda la matriz de píxeles hay un «tejido» de semiconductores que van «cargando» línea a línea las cargas almacenadas en cada condensador y la transforman en bits, que formarán la imagen una vez muestreadas todas las líneas. El uso de las CCD desde un principio fue impulsado por la astronomía pero es un desarrollo que ha llegado a todo el mundo gracias a la tecnología CMOS (similar a los CCD pero con otros materiales). Para hacer fotografía a color bien se usan CCDs a color, con menos resolución, o se usan filtros B,V,R y una exposición normal, combinando las cuatro fotos al final (tricomía)

Placa de CCDs, o array en un telescopio profesional

Placa de CCDs, o array en un telescopio profesional

11. Telescopios en otros trangos

Uno de los «inconvenientes» de la atmósfera terrestre (inconveniente desde un punto de vista astronómico y una suerte desde el biológico) es que la atmósfera terrestre es muy absorbente en casi todo el espectro electromagnético, con algunas ventanas en radio y el rango visible y sus alrededores. [Tema 5 óptica]

Gráfica de la transmitancia/absorción atmosférica para todas las frecuencias del espectro.

Gráfica de la transmitancia/absorción atmosférica para todas las frecuencias del espectro cercanas al UV-Visible-IR (click para ampliar).

Gráfica de la transmitancia/absorción atmosférica para todas las frecuencias del espectro, incluyendo el gráfico anterior y la banda en radio.

Gráfica de la transmitancia/absorción atmosférica para todas las frecuencias del espectro, incluyendo el gráfico anterior y la banda en radio.

Es un inconveniente ya que exceptuando un amplio rango en radio, el visible y sus extremos en UV e IR, son invisibles desde la Tierra. Esto obliga a situar estos telescopios en satélites.

11.1 Radiotelescopios

Para la parte de radio del espectro, se usan sistemas reflectores formados en metal (antenas). Normalmente los dispositivos de detección se colocan a foco primario o en un foco cassegrain detrás de la antena. Su gran tamaño viene dado por la geometría intrínseca para detectar ciertas longitudes de onda (un décimo del diámetro) y por la poca energía que suelen emitir los objetos astronómicos en radio.

Además se suma el problema de la resolución, como vimos en el capítulo 2.2, la resolución depende de la longitud de onda y el diámetro, y dado que las longitudes de onda en radio son muy grandes comparadas con el visible, para tener la misma resolución que un telescopio de aficionado se necesitarían antenas de cientos de kilómetros de diámetro.

Conjunto de antenas del VLA (Vary Large Array).

Conjunto de antenas del VLA (Vary Large Array).

Para paliar este problema se suele usar la técnica de la interferometría que consiste en hacer interferir la señal proveniente de varias antenas, de tal forma que la resolución que se obtiene es equivalente a la de una antena de diámetro igual a la separación máxima entre antenas. Sin embargo, la superficie colectora (y por tanto la magnitud límite) es la de todas las antenas.

Fenómenos importantes detectados con radio son la Radiación de Fondo Cósmica, la radiación sincrotrón, la emisión térmica (correspondiente a temperaturas usuales en el universo, sobre todo gases y nubes moleculares) o las líneas de emisión como la HI (transición superfina del spin del e del átomo de H).

Radiotelescopios conocidos son los del Very Large Array (interferómetros) en Nuevo México o la antena de Arecibo en Puerto Rico.

Radiotelescopio de Arecibo

Radiotelescopio de Arecibo.

11.2 Telescopios en banda infrarroja y milimétrica

En astronomía suele considerarse como infrarrojo el rango entre 1 y 1.000 micrómetros. Este rango se subdivide a su vez en 3 o 4 intervalos:

  • Infrarrojo cercano de 1 a 5 μm aproximadamente
  • Infrarrojo medio de 5 a 25-40 μm
  • Infrarrojo lejano de 25-40 a 200-350 μm
  • Submilimétrico de 200-350 μm a 1 mm (que algunos incluyen en el rango de las radioondas)
Very Large Telescope del ESO, equipado para IR también.

Very Large Telescope del ESO, equipado para IR también. (El láser es una estrella guía para la óptica adaptativa)

Esta subdivisión tiene su razón de ser en los diferentes fenómenos físicos que son observables en cada uno de estos rangos, así como en las distintas técnicas de observación y tecnología de detectores empleados en cada uno de ellos.

Parte de la transmitancia del infrarrojo en algunas bandas coincide con una banda de absorción del agua, por lo que se suele observar en algunas bandas mediante interferómetros situados en sitios con poca presencia de vapor de agua o telescopios usuales para el infrarrojo más cercano, como Nuevo México o el desierto de Atacama o en Paranal (ESO – European Southnern Observatory). Telescopios puestos en órbita son el IRAS o el Spitzer, y el Hubble también incluye una cámara para infrarrojos.

Telescopio Espacial Spitzer.

Telescopio Espacial Spitzer.

11.3 Telescopios en banda ultravioleta

Con el ultravioleta pasa como con el IR, el UV cercano llega a la superficie terrestre (por eso usamos cremas de protección para tomar el sol (UVA-UVB)), y el UV medio es necesario observarlo desde satélites o globos de gran altitud. El UV extremo (cercano a los RX) es complicado de observar ya que el hidrógeno del medio interestelar absorbe la emisión al cae en las líneas de Lyman. Se puede dividir en 4 intervalos:

  • UV-Extremo 70-912 Å
  • UV-Lejano: 912-2000 Å
  • UV-Medio: 2000-3200 Å
  • UV-Cercano: 3200-4000 Å
El Sol visto en UV por la sonda SOHO de la NASA

El Sol visto en UV por la sonda SOHO de la NASA.

El interés de la astronomía UV se centra en las estrellas con más luminosidad que el Sol, que tienen su máximo de emisión en los UV (el Sol es en verde) y nubes moleculares y discos de residuos, ya que muchos elementos tienen transiciones en la banda del UV (sobre todo de la serie de Lyman). El Hubble también va equipado con cámaras de sensibilidad en UV, una de las recientes misiones en el satélite GALEX para el estudio de la evolución galáctica en UV.

11.4 Telescopios de rayos X

Los telescopios de RX se deben colocar por encima de la atmósfera, normalmente con satélites (aunque antes se usaban cohetes y/o globos de alta altitud) como el XMM-Newton o Chandra. El estudio de fenómenos en RX es útil ya que comprende fenómenos muy energéticos como las estrellas de Neutrones o los Agujeros Negros (como Scorpius X-1 en el centro de la Galaxia).

Dado que los RX son muy penetrantes es necesario colocar sistemas de espejos que reciban los rayos con un ángulo de entrada muy alto, ya que se asegura la reflectividad.

Diseño de un telescopio de RX.

Diseño de un telescopio de RX.

11.5 Telescopios de rayos gamma.

Los rayos Gamma corresponden a los fenómenos más energéticos como las supernovas, agujeros negros y colisiones relativistas de partículas en el espacio. Se puede observar desde la superficie terrestre, usando el efecto de la radiación CherenkovY o bien mediante satélites. El diseño de telescopios no basados en la rad. de Cherenkov es complejo dada la gran energía de estos fotones y se usan varios montajes distintos (ver Gamma Detectors en [21]).

Telescopio MAGIC en el Obs. del Roque de los Muchachos. Telescopio Gamma basado en la rad. Cherenkov.

Telescopio MAGIC en el Obs. del Roque de los Muchachos. Telescopio Gamma basado en la rad. Cherenkov.

Y Radiación Cherenkov en wikipedia: http://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_Cherenkov

12. Enlaces y referencias

Referencias

Capítulo 1

Capítulo 2

Capítulos 3, 4, 5, 6 y 7

Capítulo 8

Capítulo 9

  • [8] A.E. Roy y D. Clarke, ed.(2003), Astronomy: Principles and Practice, Institute of Physics Publishing
  • [15] Robert Burnham, ed.(2002), Astronomía, Círculo de Lectores
  • [16] Jan Antó Roca, Nuria Tomàs Corominas, ed.(1996), Óptica Instrumental, Ediciones de la Universidad Politécnica de Cataluña

Capítulo 10

  • [8] A.E. Roy y D. Clarke, ed.(2003), Astronomy: Principles and Practice, Institute of Physics Publishing

Capítulo 11

Publicado por Rafael

Graduado en Física y docente en Educación Secundaria. En el Máster en Formación del Profesorado comenzó en la investigación en la Didáctica de las Ciencias Experimentales. Cuenta con comunicaciones y artículos publicados sobre su trabajo predoctoral. Ha colaborado en diversas iniciativas de divulgación científica y astronomía aficionada.

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