Instrumentos de Astronomía: Telescopios

El más importante de los instrumentos astronómicos que utiliza el astrónomo es el telescopio. Tiene por finalidad formar una imagen del astro para observarla visualmente, o para dirigirla a algún otro instrumento auxiliar: espectrógrafos, fotómetros, detectores electrónicos, cámaras fotográficas, etc.

El telescopio aumenta el diámetro angular de los cuerpos celestes, y por lo tanto mejora su resolución; se emplea también para determinar las posiciones de los astros sobre la esfera celeste. Galileo efectuó en 1609 la primera observación astronómica con un telescopio; así, descubrió cuatro de los satélites de Júpiter, las fases de Venus, el aspecto de Saturno, los cráteres de la Luna y la enorme cantidad de estrellas que pueblan el cielo. Hasta esa época, sin embargo, el más importante medio de observación de los astros había sido el ojo humano. Recién a mediados del siglo XIX se introdujo la técnica de la fotografía en la Astronomía, y en los últimos 50 años, ya en el siglo XX, se introdujeron una gran variedad de detectores electrónicos para el estudio de la radiación electromagnética, tanto desde la superficie terrestre, como desde satélites o naves espaciales.
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.

TIPOS DE TELESCOPIOS
REFLECTOR
Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

REFRACTOR
Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado, converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

CASSEGRAIN
El Cassegrain en un tipo de telescopio reflector que utiliza tres espejos. El principal es el que se encuentra en la parte posterior del cuerpo del mismo. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal puede ser mucho mayor que el largo total de un telescopio.
El segundo espejo es convexo, se encuentra en la parte delantera del telescopio, tiene forma hiperbólica y se encarga de reflejar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, que se refleja en otro espejo plano inclinado a 45 grados, enviando la luz hacia la parte superior del tubo, donde esta montado el objetivo.
En otras versiones modificadas, el tercer espejo está detrás del espejo principal, en el cual hay practicado un orificio central por donde la luz pasa. El foco, en este caso, se encuentra en el exterior de la cámara formada por ambos espejos, en la parte posterior del cuerpo.

Los principales elementos ópticos que se utilizan en los telescopios son: lentes, espejos, prismas, redes de dispersión, etc. La función de una lente es enfocar (dirigir hacia un foco) la luz de un objeto distante; si éste se encuentra en el infinito, la distancia de la lente al foco se denomina distancia focal (F), y es la distancia entre la lente y la ubicación de la imagen del objeto. Las lentes positivas con aquellas que amplían la imagen; se las clasifica por su forma: doble convexa, plano convexa o menisco positiva; en estas lentes su parte medio es más ancha que los bordes. Las lentes negativas, por su parte, son aquellas en que es más delgado el centro que los bordes, y se clasifican en: doble convexa, plano convexa y menisco negativa; en estos casos la imágenes que forman son virtuales y más pequeñas que el objeto.

ABERRACIÓN ESFÉRICA Y ABERRACIÓN CROMÁTICA

Una lente simple de caras esféricas no forma una imagen perfecta de un objeto, ya que necesariamente se producen varias aberraciones, de las cuales las principales son aberración esférica y aberración cromática. La aberración esférica resulta de la diferencia en la distancia focal de los rayos que atravesaron la lente cerca de su centro y los que pasaron próximos al borde: no todos los rayos tienen el mismo foco. La aberración cromática, por su parte, se produce por la diferencia de distancia focal para los rayos de distintos colores (de diferentes longitudes de onda).

Este defecto es consecuencia de que la luz resulta siempre afectada por el fenómeno de dispersión, consistente en el hecho de que las distintas radiaciones que conforman la luz blanca se desvían de manera diferente; la distancia focal aumenta con la longitud de onda (máximo para el rojo, mínimo para el violeta). Los rayos azules y violetas son más refrangibles que los amarillos y rojos, y se reúnen en un foco que está más próximo al objetivo, de modo que la imagen del astro formada por una lente afectada de esta aberración, sería más bien una mancha circular de la luz, de colores diferentes entre el cetro y los bordes.

En un telescopio refractor, las imágenes no son perfectas debido justamente a los defectos que producen las lentes. La eliminación de estas aberraciones (especialmente la cromática) constituye la condición más importante que debe cumplir un telescopio. Esto se ha conseguido mediante el empleo de lentes acromáticos, que consisten en general de un sistema de varias lentes construidas con diferentes clases de vidrios, elegidos de manera tal que la aberración cromática resultante sea lo más pequeña posible. De acuerdo a si el telescopio se empleará para observaciones visuales y fotográficas, se construyen lentes acromáticas corregidas para un tipo u otro de observaciones. Mientras que para observaciones visuales se reúnen los rayos amarillos y rojos, para fotografías se emplean lentes corregidas para los rayos violeta y azul.

OBJETIVO Y OCULAR

El telescopio astronómico consta de un objetivo que puede ser una lente o un espejo. Si se compone de lentes decimos que es un telescopio refractor, y si posee espejos es un telescopio reflector. Los telescopios de pequeñas dimensiones se pueden construir con cualquiera de las dos características. Pero en el caso de los telescopios de grandes dimensiones, es conveniente el sistema que cuenta con un espejo; en este caso es necesario pulir una sola cara del vidrio. Además no interesa demasiado la calidad óptica del espejo resultante, sino que importa que la variación de sus dimensiones (por dilatación o encogimiento), sean mínimas con relación a la variaciones de temperatura. Como un vidrio refleja un pequeño porcentaje de la luz recibida, es necesario recubrirlo con un material reflectante, el que puede ser plata; en general, se prefiere aplicarle una capa delgada de aluminio, ya que es más resistente que la plata. Con este procedimiento se consigue una reflexión del orden de 90% de la luz recibida.

El objetivo de un telescopio reflector puede tener forma esférica o parabólica.

En particular, técnicamente se prefiere la segunda ya que se evitan las aberraciones esférica y cromática presente en los objetos esféricos. Sin embargo, en la actualidad se están construyendo objetivos con otras formas a fin de disminuir su distancia focal y mejorar la calidad óptica. En el caso de los telescopios refractores, como no es posible corregir todas las aberraciones en un objetivo formado generalmente por dos lentes , se construyen objetivos con tres o cuatro lentes, con los cuales se llega a una buena eliminación de los defectos, aunque no totalmente.

Un telescopio forma la imagen de un objeto en el plano focal; para un telescopio refractor, esa imagen es posible observarla por medio de un ocular, es decir, una lente de pequeñas dimensiones. El ocular se construye con dos o más lentes, los que ofrecen un campo de visión mayor que una sola lente, y una definición mejor sobre la extensión total del campo visual. La imagen del objeto, formada por el objetivo, se sitúa fuera del ocular positivo, y entre las dos lentes del ocular negativo.

6. A simple vista no podemos ver una imagen clara de un objeto que se encuentre a menos de 20 centímetros de nuestros ojos, pero si se emplea una lente de aumento de 25 mm de distancia focal, podemos ver la imagen a la distancia de 25 mm, lo que significa que su diámetro aparente aumentaría unas 10 veces. El aumento de un telescopio está dado por el cociente entre la distancia focal del objetivo (F) y la distancia focal del ocular (f), es decir:

A = F/f

Por ejemplo, si F = 9 m, y f = 10 cm, resulta que el telescopio tiene un aumento de A = 90; es decir, la imagen vista a través del ocular aparece aumentada 90 veces respecto de la imagen a simple vista.

Un dato importante de los sistemas ópticos empleados en los telescopios es la razón focal rf; se trata de la relación que existe entre la distancia focal (F) y la abertura (diámetro del objetivo, a) del sistema óptico, es decir:

rf = F/a

Se la indica de la forma f/rf, donde rf es, precisamente, el resultado del cociente, es decir la razón focal. Para una misma distancia focal (F) se pueden tener varias razones focales modificando la abertura (a); esto se logra colocando diafragmas que disminuyan la abertura, ya que la distancia focal del sistema óptico no se puede variar. Cuanto menos es la razón focal mayor es el brillo de la imagen, y por consiguiente se dice que es un sistema óptico rápido; en cambio, si el número rf es grande se dice que es sistema óptico es lento.

Los telescopios reflectores tienen razones focale menores que f/10, en cambio, los refractores suelen tener valores mayores. Por ejemplo, el telescopio refractor del Observatorio Astronómico de La Plata, de F = 9m, y abertura a = 43cm, resulta ser una telescopio f/20.

PODER DE BRILLO

El poder de brillo, o brillo (B) de la imagen, es una medida de la cantidad de luz que está concentrada en la imagen; es el cociente entre el área del objetivo y el área del ojo humano. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, cuanto mayor sea el objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco, y por consiguiente se podrán observar astros más débiles. En símbolos, se tiene la expresión:

B = TT . D2 (objetivo) / TT . d2 (ojo humano)

El brillo de la imagen resulta proporcional al cuadrado de la abertura del telescopio (su superficie), pero también inversamente proporcional al cuadrado de la distancia focal. Por consiguiente, el brillo de la imagen es inversamente proporcional a la razón focal; este número da una buena medida de la cantidad de luz que llega al foco del telescopio. Por ejemplo, un telescopio de razón focal f/4 es más luminoso que otro f/8, es decir, necesitará un tiempo de exposición menor para fotografiar los astros.

PODER RESOLVENTE

Ya que la luz está formada por ondas de longitud finita, la imagen de un punto luminoso no es otro punto, aunque el instrumento sea ópticamente perfecto. La imagen que se forma en el foco del telescopio consiste en un pequeño disco central de difracción, de diámetro finito (disco de Airy), que tiene su máximo brillo en el centro; este disco contiene el 84% de la energía total recibida. El disco se debilita hasta hacerse oscuro en su contorno y aparece rodeado con un conjunto de anillos concéntricos luminosos, cada uno de los cuales es más débil que el anterior. El tamaño de este sistema de disco y anillos puede calcularse conociendo la longitud de onda de la luz y las dimensiones de la lente.

De los expuesto resulta que el poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienden ángulos muy pequeños con respecto al observador. Si se eliminan todas las aberraciones de un telescopio, existe un límite para separar objetos muy próximos; es el poder resolvente teórico de un telescopio. Se pueden resolver dos imágenes muy cercanas si el centro del disco de Airy de una de ellas cae en el primer mínimo de la otra imagen.

Un telescopio debe ser montado sobre un soporte lo suficientemente rígido para evitar vibraciones y además para que se pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. Unas de las monturas más útiles es la llamada montura ecuatorial. Su característica fundamental es que al eje principal (eje polar), que se mueve en el soporte colocado sobre un pilar, se lo inclina apuntando al polo celeste. El círculo graduado H unido a él es paralelo al ecuador celeste y se lo denomina generalmente círculo horario del telescopio. En la parte superior del eje polar , se halla el eje de declinación, uno de cuyos extremos se sujeta el tubo del telescopio y el otro lleva el círculo de declinación y el contrapeso (P). Para que un telescopio de montura ecuatorial siga apuntando al astro que está enfocando, no es necesario mover el eje de declinación sino solamente hacer girar el eje polar con un movimiento uniforme, lo cual se consigue con un mecanismo de relojería (a tiempo sidéreo).

Conocido el tiempo sidéreo en el momento de la observación y las coordenadas ecuatoriales locales de un astro, un telescopio de montura ecuatorial permite ubicarlo rápidamente en la esfera celeste. De hecho, la declinación del astro se busca directamente en el círculo de declinación. Luego se hace girar el eje polar hasta leer su propio ángulo horario sobre el círculo horario, que resulta entonces la diferencia entre la ascensión recta del astro y el tiempo sidéreo de ese instante; una vez fijado el telescopio, el astro se  encontrará siempre en el campo de visión.

Los pequeños errores que puede tener la relojería, la refracción y otros fenómenos que afectan la posición del astro, son corregidos por el observador mediando el guiado, el cual se efectúa por medio de movimientos finos adicionales comandados eléctricamente, o bien por el programa de una computadora conectada al telescopio.

La observación astronómica puede tener distintos fines, entre los que podemos citar los siguientes: examinar la superficie de un astro, determinar la posición que ocupa en la esfera celeste, fijar el instante en que un astro cruza un meridiano celeste, medir el brillo, analizar la luz que recibe de los astros, o tomar una fotografía del cielo.

El empleo de telescopios refractores está muy limitado por su pequeño campo de visión y también por las grandes estructuras necesarias para contener las largas distancias focales. Estos telescopios se emplean actualmente para la observación de estrellas binarias, y algunos anteojos de pasos o meridianos en la determinación de las posiciones de las estrellas. En los telescopios reflectores, las pequeñas diferencias de temperatura entre las distintas partes del espejo, deforman a éste lo suficiente para que su poder de definición sea mucho menor que el límite teórico. En este sentido, los telescopios refractores están mucho menos afectados por esta causa y tienen un campo más extenso de buena definición. La calidad del vidrio de un espejo de gran tamaño es muy importante; debe ser tal que las deformaciones por cambio de temperatura sean mínimas.

En la práctica, los refractores se usan casi exclusivamente en las observaciones visuales y en las mediciones de las coordenadas de los astros, mientras que lo reflectores poseen grandes ventajas en los trabajos fotométricos y espectroscópicos. Por otra parte, debido a su gran luminosidad, un telescopio reflector es muy ventajoso para observar objetos débiles.

FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICA

La fotometría astronómica es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de grandes campos estelares (apta para cúmulos estelares, galaxias, etc.); por ejemplo, para comparar y medir los diferentes brillos de las estrellas, se utilizan los brillos de astros ubicados en zonas medidas fotoeléctricamente. Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida (sensibilizada) para cierta zona del espectro electromagnético; la relación entre el ennegrecimiento de la placa y la intensidad de la luz incidente se determina individualmente para cada placa en forma empírica. Lo que se mide es el ennegrecimiento del disco estelar o bien el diámetro de la imagen obtenida; esta medida se convierte luego en magnitudes estelares. Lamentablemente, una placa fotográfica cubre un intervalo limitado de magnitudes; la luz de fondo del cielo nocturno impide, mediante esta técnica, reconocer las estrellas más débiles.

FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICA. POLARÍMETROS

Permite definir escalas de intensidad luminosa, índices de color, curvas de luz, variabilidad de estrellas individuales, etc. Los fotómetros fotoeléctricos utilizan una fotomultiplicadora como base de su funcionamiento, unidas a sensibles registradores electrónicos. Una fotomultiplicadora o bien una célula fotoeléctrica, consiste en un tubo de vacío que contiene un cátodo fotosensible, capaz de emitir electrones cuando inciden sobre él fotones de determinada energía. La corriente de electrones es amplificada, obteniéndose de esa manera una estimación directa de la cantidad de iluminación incidente en el cátodo.

Con un fotómetro fotoeléctrico también se puede seleccionar la zona del espectro electromagnético que se quiere estudiar, desde el ultravioleta hasta el infrarrojo, ya sea por la calibración de la fotomultiplicadora o mediante el uso de filtros especiales. Mediante esta técnica, el observador puede estudiar cada estrella o nebulosa o galaxia individualmente y le es posible eliminar la señal de la luz de fondo de cielo.

Los instrumentos usados para medir la polarización de la luz en la región óptica se denominan polarímetros. Estos aparatos utilizan un detector fotoeléctrico y en general pueden hacer mediciones de sólo una estrella por vez. La polarización se mide con un elemento óptico sensitivo a la polarización y rotante, colocado antes del detector. Se utilizan también determinados filtros de color especiales (no polarizados) para limitar la banda espectral a medir.

ESPECTROSCOPÍA

Esta técnica permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectrógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagnético de los astros; se construyen generalmente en base a un prisma de vidrio o bien una red de difracción. Para estudiar simultáneamente todas las estrellas de un cierto campo del cielo se emplea el prisma objetivo, esto es, un prisma colocado delante de un objetivo, de modo que cada imagen estelar aparece en el campo bajo la forma de un espectro.

CÁMARA CCD (“CHARGE COUPLED DEVICE”)

Actualmente, los fotómetros tradicionales han sido reemplazados por receptores que aprovechan ciertas propiedades de semiconductores. Se los denomina Cámaras CCD; esto es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos. De manera similar a la fotografía, puede acumular la señal recibida por largos períodos de tiempo. Estos sistemas permiten detectar de 6 a 8 fotones sobre un total de 10 que son recibidos, mucho más eficaz que el sistema fotográfico que sólo detecta alrededor de 5 cada 100.

El sistema CCD consiste en un mosaico de pequeños elementos fotosensibles de silicio, denominados píxeles, cada uno de ellos con dimensiones del orden de 15 a 20 micrones; en particular, las cámaras CCD usadas en observaciones astronómicas son tan grandes como 1024 x 1024 elementos.

El haz luminoso cae sobre el detector CCD, cuyas dimensiones típicas son de 1cm a 1,5cm de lado y que se coloca en un crióstato refrigerado a unos -100°C, lo que corresponde a la temperatura del hidrógeno líquido. Los fotones que inciden, arrancan los electrones de los átomos; esos electrones libres son luego depositados en los electrodos que se corresponden con cada pixel. Cada elemento píxel se divide en 3 regiones; la transferencia de carga se opera de una región a otra y cambia el voltaje de los electrodos. Las cargas son entonces enviadas horizontalmente, de píxel en píxel, a un sistema de lectura que está conectado a una computadora. La carga de cada píxel es amplificada y convertida en códigos digitales para su conservación en la unidad de memoria de una computadora.

Es importante mencionar también que la cantidad de carga depositada por el CCD es directamente proporcional a la luz recibida, y por lo tanto las mediciones astronómicas de brillo son más precisas que la que suministra la fotografía.

La apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superficie de la Tierra se denomina cielo. Al contemplar el cielo podemos distinguir por un lado el cielo diurno y por otro el cielo nocturno; de los dos el más llamativo es el nocturno, puesto que en el diurno, además del Sol, sólo aparece la Luna y circunstancialmente algún otro fenómeno astronómico como Venus y los meteoros. Las óptimas condiciones para la observación del cielo nocturno se consiguen en lugares elevados por encima de los 2000 metros de altura sobre el nivel del mar.

Si la imagen estelar se observa en un telescopio con un determinado aumento, la imagen óptica de una estrella debería mostrar lo que se denomina la figura de difracción. Esta tiene un núcleo central muy brillante rodeada por anillos cada vez más débiles a medida que se alejan del centro de la figura. Pero, en general, lo que se observa en el telescopio no se corresponde con la figura de difracción; no se ven los anillos de difracción, o apenas se distinguen en condiciones excelentes. Además hay un movimiento irregular de la imagen; tanto la distorsión que sufre la imagen como su movimiento pueden variar considerablemente con el tiempo, y también con la altitud del lugar de observación; este fenómeno se denomina visión, y depende de la abertura del telescopio.

En resumen, los fenómenos más notables cuando se observa una imagen estelar son: el movimiento de la imagen: fluctuaciones al azar de la dirección del rayo luminoso; el centelleo: fluctuaciones al azar de la intensidad de la luz estelar.

En un telescopio pequeño veremos el movimiento de la imagen, mientras que en un telescopio grande esto se nota como una deformación con poco o ningún movimiento.

Otros dos fenómenos de origen atmosférico son la refracción, es decir la deflexión de la luz al pasar por la atmósfera, y la extinción, o sea la disminución de la intensidad de la luz cuando atraviesa la atmósfera (se denomina también absorción).

DISPERSIÓN

Las moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y más aún para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto más dispersada resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso. Por esta razón, el disco de un planeta o el del Sol, cuando están a baja altura, se observan bordeados por un estrecho campo rojizo por debajo y verdoso por encima. Este efecto puede verse incluso a simple vista en las puestas del Sol, cuando el horizonte está lejano y recortado, y el aire es perfectamente limpio; cuando se oculta exactamente el último borde del Sol, cambia su color del amarillo rojizo al verde.

Por otra parte, la luz dispersada de una rayo solar puede llegar a nosotros sólo si es dispersada nuevamente por la moléculas de aire en otras partes del cielo; como la luz azul es más dispersada que la roja, la luz vuelta a dispersar en la dirección del observador es aún más azul que la dispersada originalmente. De esta manera se explica que el cielo lejos del Sol resulte progresivamente más azul que en sus cercanías.

La luz no sólo es dispersada por las moléculas de aire, sino también por las partículas del espacio interestelar; las estrellas distantes, vistas a través de sucesivas capas de polvo interestelar, aparecen en una observación astronómica mucho más enrojecidas que el Sol durante su ocaso.

EL COLOR DEL CIELO

El color del cielo va a depender de la posición de observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo se nos aparece de color azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. Se observa entonces, que el azul es el que más se refracta en la dirección de donde proviene el rayo. La atmósfera terrestre actúa como un prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.

En el espacio, fuera de la Tierra, donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan. Por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado de ello el cielo aparece negro para un observador en una nave espacial. Sin embargo, un observador en un nave espacial sobre Marte vería el cielo de color rojo, ya que la luz solar que llega a Marte es reflejada por una alta concentración de partícula de polvo que contienen una gran proporción de óxido de hierro de color rojo, que es el principal constituyente del suelo marciano. Si la atmósfera marciana no tuviera polvo, el cielo aparecería azul, pero mucho más oscuro que el de la Tierra, ya que la atmósfera marciana es mucho más tenue que la terrestre, y en consecuencia dispersaría mucho menos luz solar.

CENTELLEO

En excelentes condiciones de observación lo primero que se distingue es el titilar de las estrellas o centelleo; el fenómenos consiste en un variación muy rápida del brillo de las estrellas: éste a veces aumenta, e instantes después disminuye. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros. Si la luz de un astro fuera lo bastante intensa, una superficie blanca iluminada por ella se vería como el lecho de un charco de agua que se ondula, iluminado por la luz del día, veteado en partes luminosas y en otras oscuras, las que se mueven irregularmente en la superficie.

Este fenómeno atmosférico es muy pronunciado en las proximidades del horizonte y muy débil en el cenit. Varía mucho de una noche a la otra, debido a que el aire generalmente estratificado  presenta “olas” de diferente densidad arrastradas por el viento. Cuando se mira a simple viste una estrella y esa “ondulación” del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; es decir, que la estrella titila o centellea.

Otra de las causas del centelleo es el fenómeno óptico de interferencia. Los haces de luz que provienen de una estrella, llegan al ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condiciones de interferencia. El resultado es la anulación temporal de los rayos de ciertas longitudes de onda y el refuerzo de otros; por esta causa la luz de las estrellas parecen variar tanto en brillo como en color. La onda plana que corresponde al haz luminoso que procede del astro tiene la forma de un frente que al penetrar en una zona turbulenta se deforma de tal manera que cambia de dirección y de intensidad.

Resulta entonces una acumulación de luz en ciertas posiciones, y una disminución de la intensidad luminosa en otras; de esta manera se forman bandas oscuras y claras. Las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de este fenómeno; al atravesar burbujas de diferente densidad el haz luminoso cambia de dirección-, esas burbujas actúan como pequeñas lentes y producen imágenes difusas. Se puede ver claramente que el efecto del centelleo aumenta con la velocidad del viento, y es menor cuando las condiciones atmosféricas son más calmas. Cuando una estrella centellea intensamente, se la ve en el telescopio “bailando” a uno y otro lado. Cuando la perturbación es muy fuerte la imagen de la estrella de deshace en una mancha de luz mal definida que llega a alcanzar algunos segundos de arco de diámetro. Cuanto más aumento tiene el telescopio, más pronunciado es este último efecto.

Los planetas, en cambio, no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible. Esta diferencia entre estrellas y planetas permite distinguir a estos últimos. Aunque cada punto del disco planetario centellea como una estrella, los diferentes puntos no marchan de acuerdo en su centelleo y la cantidad total de luz observada permanece prácticamente uniforme. Sin embargo, en ciertas oportunidades, cuando los planetas están muy próximos al horizonte, la refracción irregular es lo suficientemente fuerte como para hacerlos danzar y cambiar de color, especialmente en el caso de Mercurio, cuyo disco es muy pequeño.

FUENTES DEL MOVIMIENTO Y DEL CENTELLEO

Tanto el movimiento como el centelleo de la imagen se deben a inhomogeneidades en la atmósfera. La turbulencia del aire en las cercanías de la cúpula del telescopio, e inclusive dentro de ella en telescopios de grandes dimensiones, también es la responsable de estos fenómenos. Ya mencionamos que las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de estos efectos; las burbujas de mayor tamaño que la abertura del telescopio van a mostrar un efecto de movimiento en la imagen. En cambio, en un anteojo mayor que la burbuja no habrá “bailoteo”; aparecerá entonces una imagen difusa sin movimiento, ya que en este caso hay una suma de los deformaciones de la onda; se ven todas las direcciones del frente de onda.

En un telescopio reflector, una forma de observar en detalle este fenómeno es la siguiente: si luego de enfocar una estrella muy brillante, se retira el ocular, y se enfoca el ojo del observador en el foco del telescopio se observará el espejo primario iluminado. Si las imágenes están calmas, el espejo aparecerá uniformemente iluminado. Sin embargo, la mayor parte de las veces, lo atraviesan rápidas sombras volantes, equidistantes entre sí. Estas sombras se hallarán más cercanas y más contrastadas cuando las imágenes se encuentren más agitadas. Todo esto significa que las ondas luminosas que provienen de una estrella no son rigurosamente planas, como ya mencionamos antes. Es más brillante el objetivo cuando los rayos convergen, y más débil cuando divergen.

A simple vista la estrella centellea, es decir su brillo disminuye cuando pasa una sombra por la pupila del ojo humano.

En 1932, Karl Jansky, descubrió señales cuyo origen era cósmico y no atmosférico. Verificó que esas señales variaban con la hora de observación y se reproducían periódicamente con el tiempo sidéreo y no el tiempo solar. Confirmó que las señales aparecían cuando la antena estaba dirigida hacia el centro de la Galaxia y que también aparecía un máximo relativo cuando cruzaba la zona de la Vía Láctea opuesta al centro.

Un radiotelescopio consta fundamentalmente de una antena parabólica compuesta de una malla de metal, que cumple el papel del espejo primario en un telescopio reflector (recoge la energía electromagnética que llega a su zona según ciertas direcciones); en los radiotelescopios de pequeñas dimensiones, la malla se reemplaza por una superficie metálica continua. La función del ojo o de la placa fotográfica, en un radiotelescopio es realizada por un receptor y un registrador (el primero percibe la señal y el segundo permite medirla). La información recibida es acumulada para ser luego utilizada mediante una computadora; un mecanismo electrónico orienta la antena según las coordenadas ángulo, horario y declinación, de modo que cualquier astro puede ser seguido fácilmente en su movimiento diurno. Es decir, la estructura metálica del radiotelescopio tiene el mismo sistema de coordenadas y de movimiento que un telescopio óptico, de tal manera que el seguimiento de un objeto determinado se puede realizar sin dificultades.

El radiotelescopio capta las señales emitidas de aquellos astros que se encuentran en la dirección hacia donde se apunta la antena. Dado que la señal es extremadamente débil, debe ser amplificada; posteriormente ésta es registrada. En cada registro, el equipo electrónico sólo amplifica las radiaciones corresponientes a una determinada longitud de onda. Cuando el radiotelescopio capta señales de un determinado objeto celeste puede registrar las radiaciones correspondientes a determinada longitud de onda. Cuando se mide la radiación emitida en diversas longitudes de onda, se puede obtener el espectro de radio del astro observado, y eventualmente se puede comparar con el espectro en longitudes de onda de la región visible.

Los espectros visibles y de radio corresponden a distintas regiones del espectro electromagnético, y la diferencia entre ellos puede medirse en unidades de flujo, cantidad de fotones o bien en intensidad específica. Las longitudes de onda de las onda de radio que se emplean, se extienden desde unos pocos milímetros hasta alrededor de los 30 metros, pueden atravesar fácilmente la atmósfera terrestre y el polvo interestelar, y además presentan la ventaja de ser detectadas sin interferencias de día y de noche, lo cual permite realizar observaciones durante las 24 horas del día.

El poder resolvente de un radiotelescopio es muy inferior a la de un telescopio óptico de dimensiones semejantes.

Un gran poder resolvente se logra mediante la combinación de varios radiotelescopios, instrumento que se conoce como radiointerferómetro. Se puede reemplazar la información recibida durante un cierto intervalo de tiempo en un radiotelescopio grande, por las informaciones obtenidas en varias antenas más pequeñas, ubicadas en puntos especialmente elegidos, a intervalo sucesivos. El radiointerferómetro de base larga utiliza dos radiotelescopios muy alejados entre sí; cada uno de ellos registra la radiación en función del tiempo proveniente de una radiofuente, de manera independiente uno del otro y exactamente en la misma frecuencia, sobre la misma línea de base que se toma como referencia (base efectiva). Luego se combinan ambas señales (por interferencia); así, se llega a alcanzar un poder resolvente y una exactitud en la determinación de la posición superior a 0,001”, unas mil veces mejor que en las mediciones ópticas.

Los mayores radiotelescopios en el mundo son: el de Arecibo (Puerto Rico) con una antena de unos 300 m de diámetro, y el de Bonn (Alemania) con una antena de 100 m.

Es interesante mencionar un sistema de 27 antenas de 25 m de diámetro cada una distribuidas en forma de “Y” a lo largo de una distancia de 36Km. A este sistema se lo conoce como Very Large Array, y permite realizar observaciones radioastronómicas de increíble precisión.

Una de las tareas más importantes de la radioastronomía es la de examinar la radioemisión recibida del cielo y deducir las condiciones en que esa radiación es emitida. En algunos casos se puede detectar la temperatura, composición y distancias de las fuentes emisoras; para fuentes extendidas, como nebulosas, se puede obtener la distribución del brillo.