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Timestamp: 2019-07-16 16:32:40+00:00

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13040104historiatelescopio
El refractor de Galileo (principios S.XVII)
Los refractores primitivos (segunda mitad S.XVII)
Los grandes refractores (mediados S.XVIII a finales S.XIX)
Reflector de Newton (finales S.XVII)
Los reflectores primitivos (principios S.XVIII a finales S.XIX)
Los grandes reflectores (primera mitad S.XX)
(finales S.XVIII hasta actualidad)
(principios S.XX hasta actualidad)
TELESCOPIOS MULTI-ESPEJO
(mediados S.XX hasta actualidad)
(finales S.XX hasta actualidad)
(principios del siglo XVII)
En 1609, un profesor de matemáticas italiano llamado Galileo Galilei miró a través de un dispositivo nuevo y extraño hacia las estrellas. De repente, el cielo de la noche, tan conocido y familiar, se reveló como un misterio apenas explorado.
La Luna es una esfera gris-blanco para el ojo desnudo. Mirando a través del nuevo instrumento, Galileo vio sombras y puntos brillantes que mostraban que en la superficie había montañas y valles. Los planetas, que se creían estrellas que andaban por el cielo, ahora parecían globos pequeños. Galileo descubrió que los planetas iban acompañados por puntos de luz en movimiento (los de sus propias lunas).
Galileo publicó sus descubrimientos con rapidez en un boletín de título "Mensaje de las Estrellas." Sus afirmaciones despertaron primero asombro y emoción. Presentó su dispositivo, finalmente nombrado "telescopio", a los dirigentes de la época, incluida la Iglesia Católica en Roma.
El telescopio de Galileo era un instrumento simple en comparación con los que utilizamos hoy en día. Era un tubo con dos lentes: el objetivo principal convexo y la lente ocular cóncava. Construyó el dispositivo después de conocer a través de archivos el catalejo, recién inventado, un instrumento utilizado por los militares.
El telescopio utilizó por primera vez los mismos principios que todos los telescopios que le sucederían. La combinación de las dos lentes concentraba la luz y conseguían que se formara una imagen en el ojo del observador. Debido a que la imagen se formaba por la curvatura de la luz o refracción, estos telescopios llegaron a ser conocidos como los telescopios refractores o, simplemente, refractores.
El mejor telescopio de Galileo aumentaba los objetos alrededor de 30 veces. Debido a defectos en su diseño, tales como la forma de la lente, las imágenes eran borrosas y distorsionadas. Pero era lo suficientemente bueno para permitir a Galileo explorar el cielo.
Al progresar en sus investigaciones Galileo comenzó a hacerse enemigos. Algunas personas sostuvieron que el telescopio hacía que la gente viera ilusiones. Otros afirmaron que los detalles de los planetas no podían ser vistos a simple vista, y por lo tanto el invento no tenía importancia.
La hostilidad surge de una disputa sobre la forma en que el universo funciona. Una creencia, esbozada por el astrónomo Ptolomeo hacía mucho tiempo, sostenía que la Tierra era el centro del universo, y que todo giraba alrededor de ella. La opinión más reciente, propuesto por el astrónomo Copérnico colocaba al Sol en el centro del universo.
La Iglesia católica promovía la creencia de que la Tierra era el centro del universo, junto con la idea de que los cuerpos celestes eran perfectos, y no esferas cubiertas de montañas y valles.
Galileo descubrió pruebas de la teoría de Copérnico. Por ejemplo, vio que Venus tenía fases, como la Luna, lo que muestra que el planeta se mueve alrededor del Sol en lugar de alrededor de la Tierra. Además, las lunas de Júpiter se movían claramente alrededor de ese planeta, y no de la Tierra.
Galileo sabía que tenía que tener cuidado. Si decía que el Sol estaba en el centro del universo conocido, estaría en desacuerdo no sólo con una antigua creencia, sino también con las historias de la Biblia. Si contradecía la Biblia sería lo mismo que decir que la Iglesia estaba equivocada, y de la Iglesia en ese momento trataba con dureza a quienes la contradecían.
Sin embargo, cuanto más observaba Galileo, más se convencía de que la idea de Copérnico era correcta. Se sentía tan obligado a compartir su creencia que corrió el riesgo de publicar sus pensamientos sobre las manchas solares en una publicación independiente.
La Iglesia, que había apoyado a Galileo, le conminó a retractarse y le ordenó dejar de enseñar sus ideas. Galileo, en cambio, escribió un libro acerca de un debate ficticio que favorecía con fuerza la teoría de Copérnico.
Galileo fue llevado a juicio por la Iglesia y obligado a decir que estaba equivocado acerca de la teoría de Copérnico para evitar un castigo severo. Su libro fue prohibido y fue condenado a cadena perpetua en su casa.
A pesar de los malos tratos de la Iglesia, Galileo nunca pensó que sus conocimientos y su religión estuvieran en conflicto. La capacidad humana para experimentar y la razón, sostuvo, eran un gran regalo.
Al final, el enfoque de Galileo prevalecería. Había utilizado un instrumento para ampliar los sentidos humanos, formulado observaciones, e interpretando su significado. El telescopio, y las maravillas que reveló, se convertiría en la fuerza impulsora de la astronomía, y la experimentación se convertiría en la base de los conocimientos científicos.
Telescopio Refractor de Galileo (1609)
Galileo no fue el primero en construir el dispositivo que se conoce como telescopio, pero parece haber sido el primero en utilizarlo para estudiar el cielo.
En 1608, Hans Lippershey de Holanda, un fabricante de anteojos, solicitó una patente sobre un instrumento para ver de lejos. Una de las historias dice que Lippershey tuvo la idea de su invento cuando unos niños jugaban en su taller con unas lentes de anteojos que, al juntarlos, hicieron que se viera claramente la veleta de un campanario lejano.
El dispositivo, llamado catalejo, fue utilizado para ampliar los objetos distantes en la Tierra. Tan pronto como Galileo aprendió acerca del dispositivo, se construyó uno e intentó mejorarlo, creando el primer telescopio refractor. El objetivo principal era convexo, y la segunda lente, la ocular, cóncava. Luego se desarrollaron técnicas de lijado y pulido de las lentes y las matemáticas utilizadas para calcular la distancia entre las lentes para conseguir imágenes más claras.
Galileo se dio cuenta de que una mayor distancia entre las lentes le permitía ver más claramente los objetos cercanos, y que una menor distancia entre las lentes le permitía ver los objetos lejanos mejor. También puso su telescopio refractor sobre un soporte, para no tener que preocuparse por el temblor de sus manos mientras hacía sus observaciones.
Aunque construyó alrededor de 100 telescopios, Galileo consideraba sólo 10 de ellos lo suficientemente buenos para usar. En su mejor momento, podía ampliar objetos alrededor de 30 veces.
El telescopio de Galileo tenía varios problemas importantes. En primer lugar, su telescopio tenía un campo de visión pequeño, lo que significa que sólo se podía ver una pequeña cantidad del cielo a la vez a través de él. Si el telescopio de Galileo magnificaba un objeto, éste se concentraría en un área más pequeña. Por ejemplo, después de aumentar la luna alrededor de 20 veces, un espectador sólo podía ver alrededor de un cuarto de la superficie de la Luna.
En segundo lugar, el telescopio sufría de aberración esférica. Los rayos de luz que pasan por el centro de una lente esférica se concentran en un punto diferente de los rayos de luz que pasan por los bordes de la lente. Esto hace que la imagen se vea borrosa. Galileo trató de resolver esto poniendo una lente grande en un telescopio, pero cubriendo una parte de ella con papel grueso para que la luz pasara a través de sólo la parte central de la lente curva. Esto hacía que la imagen fuera más clara, aunque menos brillante.
El telescopio también tenía una aberración cromática. Esta provoca una franja de color que aparece alrededor de los objetos brillantes.
Aunque se hicieron muchos duplicados del diseño de Galileo, no todos eran tan hábiles como él en la fabricación de telescopios. Además, las técnicas de fabricación de vidrio en aquel momento eran mucho más toscas que en la actualidad, y aún las mejores lentes estaban lejos de ser perfectas.
Galileo imponía mucho respeto, de tal manera que muchas personas simplemente decidieron que él ya había visto todo lo que había que ver en el cielo, desanimándose para una exploración adicional. No se dieron cuenta de que Galileo apenas había rozado la superficie de las maravillas que esperaban a ser descubiertas.
LOS REFRACTORES PRIMITIVOS
Aunque la Iglesia Católica intentó silenciar a Galileo, sus ideas tuvieron eco: el telescopio se propagó a través de Europa junto a una nueva filosofía que basaba los juicios científicos únicamente en las pruebas mensurables.
El próximo salto en la tecnología de los telescopios refractores se produjo a causa de un hombre que nunca construyó realmente uno. Johannes Kepler, un astrónomo alemán que estudió óptica, fue el primero en entender cómo una lente enfoca la luz.
Kepler propuso cambios en la forma y la colocación de las lentes del telescopio para ampliar el campo de visión y mejorar la calidad de la imagen. Primero se sustituyó la lente cóncava del ocular por una lente convexa. Este cambio permitiría que el telescopio abarcara un área mucho más grande. Paulatinamente, la gente dejó de usar el diseño popularizado por Galileo y adoptó el de Kepler.
Kepler fue incapaz de resolver el problema de la aberración cromática, los círculos de color que aparecen alrededor de los objetos brillantes debido a la forma de las lentes de desviar la luz. Las lentes separan los diferentes colores de la luz blanca en cantidades distintas, creando un enfoque diferente para cada color.
Pero descubrió una forma de deshacerse de las imágenes borrosas producidas por el telescopio de Galileo. Kepler descubrió que este problema era causado por la forma esférica del objetivo principal. Las lentes esféricas causan que los rayos de luz nunca se encuentren en un punto.
Mediante el estudio de las lentes del ojo humano, Kepler se enteró de que se necesitaría una forma más complicada que una esfera para hacer un enfoque de la lente a la perfección.
Los astrónomos aún no tenían la tecnología para fabricar lentes de diferentes formas, pero se podían hacer lentes esféricas con una curva más gradual, lo que provocaba que la luz se desviara menos. Esto hacía que los rayos de luz se juntaran en un solo punto. Desafortunadamente los rayos luminosos se juntaban mucho más lejos de la lente.
La mayor distancia entre las lentes del telescopio significaba que este tenía que ser más largo. Los astrónomos empezaron a diseñar y construir telescopios más y más largos, para lograr nuevos descubrimientos. Pero al final los diseños comenzaron a salirse de control. Algunos de los telescopios tenían ya más de 100 pies de longitud (tanta longitud, de hecho, que ya no podían colocarse en tubos o ser manipulados con facilidad). Estos artilugios eran desnudas lentes conectadas y controladas por cuerdas y poleas. El entusiasmo de los diseñadores superaba con creces lo práctico (una persona sugirió la construcción de un telescopio de 1.000 metros de largo, que sería capaz de ver los animales en la Luna.
Aunque los telescopios refractores más largos fueron impresionantes y llamaron la atención, la verdad es que no funcionaban muy bien. Con frecuencia sufrían de un fallo mecánico, debido a su tamaño y a que era demasiado difícil de mantener estable. Las observaciones fueron a menudo interrumpidas por el balanceo y la agitación del telescopio. En cambio, la mayoría de los importantes descubrimientos astronómicos de la época se hicieron con telescopios refractores de 30 a 40 pies de largo.
Telescopio Refractor de Hevelius (1673)
A principios de 1600, Galileo había construido telescopios que no fueron más allá de los 4 pies de largo. En 1647, Johannes Hevelius, un fabricante de cerveza de Polonia, construyó un telescopio de 12 pies de largo en un intento de mejorar su visión del cielo. Eso fue sólo el comienzo.
Hevelius utilizó los nuevos descubrimientos sobre las lentes para mejorar los telescopios refractores, pero eso significaba que las dos lentes del telescopio había que ponerlas muy separadas.
No satisfecho por los 12 pies de su telescopio, que aumentaba 50 veces, Hevelius creó otros más potentes, que fueron de 60 y 70 pies de largo. Su mayor logro fue la construcción de un telescopio de 150 pies en la orilla del Mar Báltico.
El telescopio era demasiado largo para ser encerrado en un tubo de hierro caro y pesado, y un tubo de papel se hubiera desmoronado. Así que Hevelius dispuso las lentes en una artesa de madera, suspendido todo de un poste de 90 pies, y utilizó cuerdas, poleas y un equipo de obreros para operar desde el suelo.
El telescopio se ponía en peligro con la más pequeña brisa, los tablones de madera se retorcian, y las cuerdas tenían que ajustarse constantemente a causa del estiramiento y la contracción por la humedad. La inestabilidad también hacía difícil alinear los objetivos para las observaciones. Debido a todas estas dificultades, este enorme telescopio se empleaba raramente.
Telescopio Refractor de Huygens (1686)
Ahora que los telescopios refractores habían crecido a más de 100 pies, en un esfuerzo por reducir la aberración esférica, la forma estándar (las lentes de encerrados en un tubo de largo) era inviable.
En 1686, Christopher Huygens, un astrónomo neerlandés, decidió dejar de utilizar los tubos. Montó en su objetivo principal en un tubo de hierro corto y unido a un poste alto. Montó el ocular en otro tubo pequeño en el suelo. Y unió los dos tubos con cable para ayudar a alinearlos. Con este sistema consiguió un telescopio de 123 metros que abierto al aire.
Al igual que el telescopio de Johannes Hevelius, el de Huygens no funcionaba bien. Era difícil alinear las lentes. En las noches oscuras, el objetivo principal era apenas visible desde el extremo del ocular. Huygens tenía que portar una linterna y buscar su reflejo en la lejana lente primaria con el fin de alinear la lente de arriba. Alinear las lentes podía llevar la mayor parte de la noche, lo que dejaba poco tiempo para las observaciones. Además, cualquier luz parásita en el área abierta interfería las imágenes.
Si bien las intenciones detrás de los más largos telescopios eran buenas, los astrónomos estaban encontrando que eran demasiado difíciles de usar para ser verdaderamente útiles. En cambio, la mayoría de los nuevos descubrimientos procedían de telescopios refractores no mayores de 40 pies de largo. Huygens, por ejemplo, encontró una luna de Saturno - Titán - con sus telescopio de 12 pies y 50 aumentos, y se dio cuenta de que Saturno estaba rodeado por anillos con su telescopio de 23 metros y 100 aumentos.
LOS GRANDES REFRACTORES
(mediados del siglo XVIII a finales del XIX)
Los telescopios refractores, con su largo diseño, y difíciles de manejar, fueron rápidamente superados por los más prácticos telescopios reflectores. Puede ser que fueran abandonados a favor de los segundos, pero los descubrimientos sobre la luz y la forma de trabajar las lentes llevaron a innovaciones que solucionaron sus principales problemas.
La refracción de las lentes frente a la reflexión de los espejos.
A mediados de los años 1700, los astrónomos sabían que el cristal separaba la luz blanca en un arco iris de colores. En los telescopios refractores, este efecto creaba un problema llamado aberración cromática (círculos de color que rodean los objetos brillantes). La aberración cromática se produce porque la curvatura de las lentes separa los diferentes colores de luz en cantidades diferentes (la luz roja se desvía menos que la luz violeta, por ejemplo).
Los astrónomos también se dieron cuenta de que algunos tipos de vidrio desviaban la luz más que otros. En 1729, Chester Moor Hall, de Inglaterra, un aficionado a experimentar con las lentes, se dio cuenta que podía usar este efecto para resolver el problema de la aberración cromática. Combinó una lente cóncava densa, de vidrio transparente, "de piedra", del tipo utilizado para cortar y hacer adornos de vidrio, con una lente convexa "corona de cristal", del tipo utilizado en las ventanas.
La lente convexa traería los rayos de luz juntos, mientras que la lente cóncava los separaría. La combinación de diferentes formas y sustancias hizo desaparecer la aberración cromática: la forma en que una lente divide los colores de la luz es anulada por la forma de la otra lente combinada.
La combinación de las dos lentes reduce la aberración cromática.
Otro inglés, John Dolland, extendió la técnica de Hall para crear un conjunto similar de lentes. Al cambiar la curvatura de las lentes y uniéndolas, Dolland lograba desviar la luz lo suficiente para anular la aberración esférica, otro problema importante en los telescopios refractores.
La combinación de las dos lentes reduce la aberración esférica.
Sin embargo, las técnicas de fabricación de vidrio no podían producir un objetivo principal útil de más de 4 pulgadas de diámetro. En numerosas zonas del vidrio había imperfecciones y burbujas que reflejaban la luz de manera desigual, por lo que los hacía inadecuados para los telescopios.
A finales de 1700 y principios de 1800, un artesano suizo, Pierre Louis Guinand, se asoció con un óptico alemán, Joseph von Fraunhofer, para trabajar en el proceso de fundición de vidrio para lentes de contacto. Mediante la adición de determinados productos químicos a la pasta de vidrio y la invención de nuevas técnicas de agitación, Guinand y von Fraunhofer fueron capaces de crear grandes piezas de vidrio que contenían menos errores, y la luz se refractaba de manera uniforme.
Ahora que era posible la creación de grandes lentes de vidrio libres de aberración cromática, los conocidos como telescopios refractores acromáticos comenzaron a crecer en popularidad y tamaño. A medida que el diámetro de la lente primaria aumentó, los refractores fueron nuevamente ampliados en longitud para dar cabida a este gran objetivo. Cuanto más grande era la lente, más luz podría recoger, y el telescopio podría ver los objetos más lejanos.
Debido a que el vidrio de las lentes de los refractores era mucho mejor para absorber la luz que el estaño y el cobre de los espejos de telescopios reflectores, los refractores siguieron siendo los instrumentos que proporcionan una visión más aguda.
El alba de la fotografía, a principios de 1800, abrió una nueva era de los telescopios. En 1840, un químico inglés y el fotógrafo estadounidense, John William Draper, centraron la imagen de la Luna en una ligera placa fotográfica sensible, utilizando un dispositivo de relojería para mantener la luz en el lugar, incluso aunque la Tierra girara y la luna se moviera por el cielo. Después de una exposición de 20 minutos, se había tomado la primera fotografía de la Luna.
En la misma década, las tecnologías de la fotografía y del seguimiento de los objetos celestes emigran a los telescopios, mejorándolos de un modo sustancial. Ahora las imágenes podían ser grabadas sin interminables dibujos y los objetos más débiles podían ser más fáciles de observar. El primer telescopio en utilizar la nueva tecnología fue un telescopio refractor.
Sin embargo, en las décadas finales de 1800, los refractores habían llegado a su punto máximo. Las lentes de contacto habían llegado a 40 pulgadas y no podían crecer más por tres razones principales:
En primer lugar, el proceso de fundición utilizado para crear las lentes aún introducía imperfecciones tales como burbujas en grandes piezas de vidrio, lo que las hacía inutilizables en los telescopios. En segundo lugar, lentes más grandes tenían que ser tan espesas que absorbían gran parte de la luz que estaban recogiendo. Eso significaba que la imagen no era más brillante que la producida por los pequeños espejos de telescopios reflectores, y los espejos eran menos costosos y más fáciles de construir que las lentes de cristal.
Por último, porque la luz tiene que pasar por toda la lente de un telescopio refractor para ser eficaz, y el objetivo sólo puede estar apoyado por sus delgados bordes. Dado que no hay apoyo en el centro, donde el vidrio es más grueso, aparecen flechas en el centro del cristal, se deforma el cristalino. En cualquier lente de más de 40 pulgadas, la deformación habría sido tan grande que el objetivo sería inútil para la astronomía.
Los astrónomos dejaron de construir grandes refractores en la década de 1890. Pero antes y durante algún tiempo después, los refractores fueron los instrumentos más populares. A mediados de 1800, 40 de los 48 observatorios británicos utilizaban refractores. Incluso hoy, el Observatorio Yerkes sigue utilizando su gran telescopio refractor en estudios astronómicos.
Telescopio refractor de Harvard (1847)
Era 1843, y un nuevo cometa brillante ardía en el cielo. En Cambridge, Massachusetts, el público fue a la Universidad de Harvard para obtener información, pero Harvard no tenía telescopio. Los ciudadanos y los funcionarios de Harvard, ahora consciente de sus carencias, reunieron sus recursos, compraron unas tierras, y contrataron a dos expertos para construir un gran telescopio. Aunque el cometa ya había pasado, estaban seguros de estar preparados para futuros acontecimientos cósmicos.
En 1847, terminaron un refractor acromático excelente, con una lente de 15 pulgadas (38 cm.), y rápidamente comenzaron a acumular descubrimientos. Sería el telescopio más grande de Estados Unidos durante 20 años.
El director del observatorio William Cranch Bond, un relojero, realizó una gran instalación. Usó un mecanismo de relojería para mantener el telescopio constantemente centrado en la Luna mientras esta cruzaba el cielo. Consiguió la primera foto de la Luna tomadas por un telescopio.
En 1850, en colaboración con el fotógrafo John A. Whipple, Bond hizo lo mismo con la luz de Alpha Lyrae, o Vega, la estrella más brillante de la constelación de Lyrae. Fue la primera fotografía de una estrella. A partir de 1877, el telescopio se usa casi exclusivamente para fotometría, un método de determinar el brillo de las estrellas.
Los beneficios que aportaba la fotografía a la astronomía pronto se hicieron evidentes. Las observaciones podrían ser registradas de forma automática y precisa, en lugar de ser descrito y esbozado. Y los astrónomos encontraron que los objetos demasiado débiles para ser visto con los ojos, podían impresionarse en las placas fotográficas.
Con la tecnología fotográfica mejorada y la tecnología de seguimiento que permitía a los telescopios enfocar objetos en el cielo incluso cuando la Tierra se movía, las imágenes tomadas con los telescopios se convertirían en la regla y no en la excepción, y hasta los mejores telescopios esencialmente se convertirían en cámaras, y los oculares en una cosa del pasado.
Telescopio refractor del Observatorio Naval (1873)
En 1870, el gobierno federal entregó el jefe del Observatorio Naval de Estados Unidos 50.000 dólares para construir el mejor telescopio que podía. El director del observatorio buscó a Alvan Clark y su hijo, Alvan Graham Clark, de Massachusetts. La pareja se había ganado su reputación como expertos fabricantes de telescopios con lentes lo suficientemente poderosas como para distinguir estrellas dobles. Por su capacidad de mejorar significativamente las lentes de los telescopios de otros los Clarks fueron los primeros americanos en fabricar lentes de la misma calidad que los telescopios europeos, llegando a ser famosos después de señalar el que el astrónomo británico William Rutter Dawes utilizara sus instrumentos.
Los Clarks construyeron un refractor acromático en el Observatorio Naval de 26 pulgadas (66 centímetros) en 1873. Se encuentra en una colina al norte del monumento a Lincoln, a lo largo del río Potomac, en Washington DC. Este telescopio de 40 pies de largo fue el mayor telescopio refractor en el mundo durante una década.
El observatorio fue finalmente trasladado a una nueva ubicación, fuera de los límites de la ciudad de Washington, debido a las condiciones de niebla en el lugar. El telescopio fue a montar en una nueva cúpula con un piso de aumento que acerca a los espectadores hasta el ocular, como un ascensor gigante.
La tecnología de toma de fotografías se añadió al telescopio para ponerlo al día, y todavía se utiliza hoy, principalmente para la observación de estrellas dobles y satélites planetarios.
Telescopio refractor Yerkes (1895)
En 1895, se terminó el refractor acromático más grande que jamás se creó: el telescopio de Yerkes. George Ellery Hale, astrónomo estadounidense, convenció al magnate de Chicago, Charles Tyson Yerkes, para financiar el telescopio. Yerkes era un estafador condenado con mala reputación pero le gustaba la idea de que su nombre se atribuyera a un famoso telescopio. Dijo que él pagaría lo que fuera necesario, pero insistió en repetidas ocasiones en que el telescopio tenía que ser el más grande en el mundo.
El telescopio fue construido en el lago de Ginebra, Wisconsin, cerca de Chicago, a 240 pies (73 metros) sobre el nivel del mar. Este lugar fue considerado bajo, ya que los telescopios se estaban construyendo en la cima de las montañas para evitar algunos de los efectos distorsionadores de la atmósfera de la Tierra. Sin embargo, las temperaturas en el área podrían llegar a -20 grados Fahrenheit en el invierno, el frío suficiente para que los cielos fueran muy claros.
Hale contrató a Alvan Clark y su hijo, el equipo de expertos constructores de telescopios que habían diseñado el Observatorio Naval, para construir el telescopio. La lente de 40 pulgadas (101 centímetros) fue colocada en un telescopio de 60 pies de largo (18 metros). El conjunto pesaba 20 toneladas y se compensa tan bien que se podía manejar con el solo contacto de una mano. Sin embargo, el telescopio era controlado por motores eléctricos, que operaba el observador. El telescopio fue renovado en 1969 para permitir a los astrónomos acceder a la posición del telescopio más rápidamente y para que pudiera seguir automáticamente los objetos en el cielo. Todavía se utiliza hoy en día.
El piso, diseñado para moverse hacia arriba y abajo para permitir al observador llegar al ocular sin importar la posición del telescopio, también es accionado por motores. El telescopio está rodeado por una cúpula con ventanas que se pueden abrir a mano, aunque también son impulsados por motores.
El refractor de Yerkes sería el último de los grandes refractores. Las lentes se habían construido tan grandes como se podía.
Aunque los telescopios refractores se mantuvieron en uso, los astrónomos irían prefiriendo al competidor casi constante del refractor, el telescopio reflector.
REFLECTOR DE NEWTON
Con refractores de más de cien pies de largo y cada vez más difíciles de manejar, los telescopios estaban listos para un nuevo diseño.
Lo consiguieron gracias a Sir Isaac Newton, un científico brillante en un momento en que "científico" no era ni siquiera una palabra. Newton era conocido como filósofo "natural". Utilizó la observación, las pruebas y los cálculos como base para sus conclusiones.
En 1680, en Inglaterra, Newton construyó un telescopio pequeño, pero poderoso. Las imágenes producidas por este telescopio estaban libres de aberración cromática, los anillos de color que rodean los objetos brillantes. Lo hizo al cambiar el elemento más básico del telescopio: su objetivo principal. Newton reemplazó la lente convexa de cristal por un espejo esférico que reflejaba y centraba la luz. Al cambiar el objetivo primordial de un espejo, se inventó una nueva clase de telescopios: los reflectores.
Newton entendió que la aberración cromática era causada por refracción. Otros científicos pensaban que la aberración cromática era causada porque la luz rebotaba en los defectos del cristal, pero Newton se dio cuenta de que la propia lente estaba causando que luz se separarse en colores. Cuando la luz pasa a través de la lente, los diferentes colores de luz se inclinan en diferentes grados.
Para eliminar la aberración cromática, Newton tuvo que quitar el cristal. Sustituye la lente de vidrio primario con un espejo cóncavo, llamado espejo primario. El espejo recoger la luz y la refleja de nuevo a través del telescopio. El espejo concentra mucha luz como una lente de cristal, pero como refleja la luz y no pasa a través del cristal, no se divide en colores.
Hasta ese momento, nadie sabía cómo hacer los espejos de vidrio de un telescopio, por lo que Newton hizo su espejo de una aleación de cobre y estaño. Se ocupó después de la segunda lente de vidrio, el ocular. Ese objetivo aún podría causar la aberración cromática cuando la luz pasara a través de él, pero el objetivo era tan pequeño que la aberración cromática no era notable.
Con el fin de evitar bloquear el camino de la luz con la cabeza mientras miraba a través de su telescopio, Newton tuvo que añadir otro espejo más pequeño, un espejo plano - el espejo secundario - en el interior del telescopio. El espejo secundario refleja la luz y la enfoca hacia el ocular.
El primer telescopio reflector de Newton, de cerca de seis pulgadas de largo, aumentaba los objetos casi 40 veces - el mismo aumento que los refractores de 3 a 6 pies de largo. Contenía un espejo que de cerca de 6 pulgadas de diámetro.
A pesar de sus nuevas características, los telescopios Newton tenían algunos de los mismos problemas que los primeros telescopios. La aberración cromática se había ido, pero quedaba la aberración esférica. Newton sabía que la forma esférica del espejo causaba la imagen borrosa, pero la tecnología de ese tiempo le hizo incapaz de fabricar un espejo de cualquier otra forma.
El diseño del telescopio de Newton también creó un nuevo problema: el cobre y el estaño de los espejos se empañaba rápidamente y tenía que ser pulida con frecuencia. Además, los espejos de Newton reflejaban sólo el 16 por ciento de la luz que encontraban. Los refractores seguían produciendo imágenes mucho más brillantes.
Mediante la creación de un telescopio que dependía de la reflexión, Newton puso en marcha toda una nueva rama en el diseño del telescopio. Desde ese momento, los telescopios reflectores y los telescopios de refracción estarían en constante competencia, una batalla tecnológica para una mejor visión del cielo.
Telescopio reflector de Newton (1668)
Newton era un hombre muy ocupado. Fue el primero en identificar y empezar a entender la gravedad. Descubrió que la luz blanca está formada por los colores, y fue uno de los primeros en formular la disciplina matemática del cálculo. En 1668, en Inglaterra, creó un pequeño telescopio, pero poderoso, que no sufría de aberración cromática.
Los astrónomos habían luchado durante años con la aberración cromática, las franjas de color que rodean los objetos brillantes, que pueden verse a través de una lente de cristal. Cuando la luz pasa a través de una lente, se fragmenta en varios colores porque el vidrio desvía los colores en diferentes cantidades. La solución de Newton fue simple: puso el objetivo fuera del telescopio.
Newton reemplazó el objetivo principal con un espejo de metal pulido y redondeado. Experimentó con diferentes mezclas de metal y se decidió por 6 partes de cobre y 2 de estaño. Era casi tan brillante como costoso y que reflejaba una gran cantidad de luz.
Para conseguir que el ojo esté en el camino de la luz reflejada, Newton agregó un espejo adicional, el espejo secundario, que recuperaba la luz en un lado del telescopio, en el ocular.
Newton hizo dos telescopios reflectores, pero no se usaron mucho. Su propósito era más probar sus ideas.
Aunque otros científicos mejorarían el diseño de Newton antes de que este tipo de telescopio se hiciera popular, a día de hoy los seguimos llamando “reflectores de Newton”.
LOS REFLECTORES PRIMITIVOS
(principios de siglo XVIII a finales del XIX)
El uso de espejos metálicos para reflejar la luz, en lugar de lentes de cristal para refractarla, permitió a los astrónomos diseños más cortos y telescopios más potentes. Esta mejora fue importante: los astrónomos querían ser capaces de maniobrar un telescopio con facilidad, no pasar la mayor parte de la noche luchando para ajustar su posición o, en el caso de los más largos reflectores sin cámara, alineando las lentes.
Pero vendrían otros cambios. En el siglo XVIII la revolución industrial había comenzado, y la industria iba en auge en toda Europa. Las innovaciones en la tecnología hicieron que se fabricaran máquinas para automatizar tareas, como en el caso de los telescopios, el pulido de lentes y espejos.
El mayor desarrollo de los telescopios reflectores frente a los refractores fue debido a la creación del espejo parabólico. El espejo parabólico pone fin a la aberración esférica, un problema que había causado imágenes borrosas desde la época de Galileo.
Una vez que los astrónomos aprendieron a hacer los espejos parabólicos, vieron que podrían crear telescopios reflectores que no tenían aberraciones ni esféricas ni cromáticas. No sólo eran los primeros telescopios en obtener imágenes claras del cielo, sino que tenían menores longitudes focales, por lo que fueron más compactos y fáciles de usar.
No pasó mucho tiempo antes de que los astrónomos iniciaran la construcción de grandes telescopios de nuevo, esta vez porque se estaban construyendo más y más grandes espejos primarios.
Cuanto más grande es el espejo, más luz puede recoger. Los espejos de los grandes telescopios consiguieron ver objetos cada vez más distantes y oscuros.
Desde este punto de vista, el tamaño del espejo primario - no la longitud del telescopio - indicaría cuán potente era.
Los grandes telescopios de reflexión se hicieron bastante populares. Las lentes de los telescopios refractores estaban mejorando, pero era más fácil hacer un espejo de metal que una lente de cristal. Los espejos sólo tenían que ser brillantes y tener la forma parabólica correcta para trabajar en un telescopio. Las lentes de vidrio, por otro lado, tenían que ser absolutamente perfectas - libre de imperfecciones en el vidrio o leves errores de forma - o la luz se vería distorsionada al pasar a su través.
Los primeros telescopios reflectores no eran perfectos. Las aleaciones de cobre y estaño utilizadas para hacer los espejos se empañaban, lo que significaba la necesidad de pulir los espejos con frecuencia. El metal de los espejos no reflejaba tanto la luz como las lentes de cristal, de modo que los primeros reflectores daban imágenes muy similares a los de los refractores.
Además, los astrónomos se toparon con la dificultad mecánica de la manipulación de grandes telescopios. Podían construir telescopios con espejos grandes, pero moverlos para explorar el cielo era difícil.
A mediados de 1800, los reflectores con espejos de metal más grandes se habían convertido en lo suficientemente potentes para que la distorsión atmosférica no supusiera un obstáculo. La distorsión atmosférica se debe al movimiento de bolsas de aire en la atmósfera. Cuando la luz pasa a través de las bolsas, en el cambio la luz se desvía de forma impredecible. Como resultado, las estrellas que parecen brillar si se mira el cielo nocturno a simple vista, si se utiliza un telescopio la imagen aparece borrosa.
Telescopio reflector de Hadley (1721)
Los telescopios reflectores utilizaban espejos esféricos de metal desde la época de Isaac Newton. Los espejos esféricos, como las lentes esféricas, producen imágenes borrosas del cielo. Para crear una imagen clara y nítida, los espejos tenían que ser de una forma diferente, una forma redondeada más aguda llamada "parabólica".
Los astrónomos sabían de las posibilidades de los espejos parabólicos desde 1663, cuando James Gregory, un matemático inglés, inventó un telescopio que hacía rebotar la luz entre dos espejos, uno con un agujero en el medio para permitir que la luz llegue al ocular.
James Gregory quería que su espejo primario fuera parabólico para deshacerse de la imagen borrosa causada por la aberración esférica, pero nadie podía pulir las superficies de esa forma en esos momentos. Su diseño era correcto, sin embargo, y hoy llamamos a tales telescopios “reflectores gregorianos ".
La primera persona que realmente creó un espejo parabólico fue otro matemático Inglés, John Hadley. En 1721, construyó un reflector gregoriano cuyo espejo tenía muy poca aberración esférica.
Su telescopio terminado, con un espejo de 6 pulgadas de de diámetro, trabajó casi tan bien como el refractor diseñado por Christopher Huygens de 123 pies (37.5 metros) de largo. Aunque el espejo de Hadley era sólo un poco más pequeño que la lente de Huygens, su telescopio era sólo de 6 pies (1,8 metros) de largo.
El telescopio más corto de Hadley podía ser completamente encerrado en un tubo de metal y moverse fácilmente para observar el cielo. Debido a que el telescopio de Huygens era tan largo, no podía ser encerrado en un tubo, y las imágenes se perdían a menudo por la contaminación lumínica. Además, era difícil de ajustar y de maniobrar.
Después de su éxito inicial, Hadley hizo varios telescopios más y elaboró directrices que ayudaran a los astrónomos a decidir lo grande que tenían que ser sus espejos.
Telescopios reflectores de Herschel (1781-1789)
Sir William Herschel fue un músico alemán que viviendo en Gran Bretaña se obsesionó con la astronomía. Empezó trabajando con telescopios refractores, pero pronto vio que eran demasiado largos y difíciles de manejar.
De esta manera, alquiló un pequeño telescopio reflector con la esperanza de que sería más fácil de manejar. Contento con él, intento comprar un reflector más grande, pero descubrió que no existía ninguno. Sólo había una cosa por hacer: Herschel decidió construir el suyo.
Con la ayuda de su hermana Caroline, que se unió a él en Inglaterra en 1772, William empezó a experimentar con la fabricación de espejos y la construcción de telescopios reflectores.
Su casa se convirtió en un taller. William dominó la realización de espejos parabólicos de metal con una mejor aleación en la que aumentó la cantidad de cobre de la mezcla. La nueva aleación reflejaba el 60 por ciento de la luz que llegaba, una gran mejora. La dedicación de William fue sorprendente: una vez, informó Caroline, su hermano estuvo 16 horas sin dejar de las manos un espejo que estaba tratando de terminar.
Los astrónomos fueron cambiando el diseño para mejorar el telescopio de reflexión. El objetivo era construir grandes espejos. El tamaño del espejo determinaba cuánta potencia tendría el telescopio. La longitud del telescopio sólo dependía del tamaño del espejo.
El primer telescopio de William tenía un espejo con un diámetro de 6 pulgadas (15 centímetros). Su longitud era de 7 pies (2,1 metros) de largo y aumentaba 40 veces, lo suficiente como para ver claramente los anillos de Saturno.
Pero William sabía que podía construir un espejo más grande, por lo que el siguiente fue un telescopio con un espejo de un diámetro de 9 pulgadas (22,5 centímetros). Con el tamaño del espejo aumentó también la longitud del telescopio, a 10 pies de largo.
Continuó con otro de 20 pies de largo (6 metros) con un diámetro de espejo de 18 pulgadas (45 centímetros), e intentó un espejo para embarcaciones de 30 pies de largo, ambos en un horno que construyó en su sótano. El primer espejo se rompió y en el segundo cayó metal fundido sobre el suelo de piedra, haciendo explotar las losas y haciendo que los trabajadores salieran corriendo.
Pero incluso esa experiencia no fue suficiente para detenerlo. Logró un telescopio con un espejo de un diámetro de 48 pulgadas (122 centímetros). El telescopio medía 40 pies (12,2 metros) de largo.
Los más grandes telescopios de Herschel fueron diseñados con una inclinación del espejo primario que centraba la imagen un poco de lado, por lo que el observador tenía que apoyarse en el telescopio para mirar la imagen. Esto significaba que el telescopio no necesitaba un espejo secundario. Eso significaba que Herschel tenía que subir a una plataforma por encima del telescopio para hacer sus observaciones.
A pesar de que el telescopio de 40 pies era efectivo para ver objetos tenues, lo utilizó raramente. Herschel utilizó su telescopio de 20 pies la mayor parte del tiempo. La versión de 40 pies se comía el tiempo de observación (el espejo tenía que ser descubierto, y prepararlo para la observación; también se requerían dos asistentes, uno para ayudar a operar y el otro para anotar las observaciones). Después de observar en 1815 que el espejo se había vuelto extremadamente manchado, Herschel lo dejó de usar.
Telescopio reflector de Lord Rosse (Leviatán de Parsonstown) (1845)
El Leviatán de Parsonstown: así es como el público nombraba el telescopio construido en 1845 por el noble irlandés William Parsons, tercer conde de Rosse.
Un Leviatán es un monstruo marino gigante. Con un espejo de metal de 72 pulgadas (1,8 m), 4 toneladas de peso y un tubo de 54 pies de largo, es fácil ver por qué la gente estaba tan impresionada con el reflector. El telescopio fue el punto culminante de las aventuras astronómicas de Lord Rosse.
Rosse había decidido que quería construir el telescopio más grande del mundo. Pero para hacer eso, primero se necesita construir el mayor espejo. William Herschel no dejó ningún registro de los métodos de realización de su espejo, de modo Rosse tuvo que empezar casi desde cero.
A lo largo de 17 años, se las arregló para hacer uno de 15 pulgadas (38 centímetros), de 24 pulgadas (61 centímetros) y por último, uno de 36 pulgadas de diámetro (91 centímetros). Las mejoras tecnológicas, tales como el pulido con herramientas accionadas por un pequeño motor de vapor, significaba que había llegado un tiempo para una más más fácil elaboración de los espejos.
Rosse colocó el espejo de 36 pulgadas en un reflector newtoniano. Pero no estaba satisfecho todavía. En 1842, comenzó a trabajar en un espejo de 72 pulgadas. Le tomó cinco intentos antes de crear un espejo que pudiera ser utilizado, y 3 años para construir el telescopio real.
El masivo telescopio fue colgado por unas cadenas de dos muros de piedra de 50 pies. Rosse, sentado en una plataforma a 50 pies en el aire, tenía que mirar hacia abajo en el tubo. El telescopio tenía un espejo de repuesto de seguridad, que se mantuvo pulido, mientras que el otro espejo estaba en uso. Cuando se empañaba, podía ser eliminado y el espejo de repuesto era insertado en su lugar. De esta manera, el telescopio estaba siempre listo.
Pero, como se vio después, esto no importaba. El telescopio fue utilizado sólo en raras ocasiones. Se podía mover arriba y abajo, pero sólo ligeramente de lado a lado, lo que significó que su punto de vista del cielo era limitado.
En 1862, las autoridades de Victoria, Australia, decidieron construir un gran telescopio para estudiar el las nebulosas del Sur, manchas y nubes en el cielo, cuya naturaleza aún se desconoce. Fue formado un comité compuesto por responsables políticos y astrónomos, entre ellos Lord Rosse, para decidir sobre el diseño de este telescopio, cuya visión del cielo del sur contribuiría a completar el panorama de los cielos. Muchos observatorios se centraban en el cielo del norte, pero el cielo del sur había recibido menos atención.
El Comité eligió un telescopio reflector de 48 pulgadas con espejo Cassegrain. A pesar de que los espejos de vidrio se iban haciendo populares en ese momento, el Comité prefirió un espejo de metal. Los miembros suponían que la capa de plata de un espejo se empañaba más rápido que un espejo de metal, y que la plata podría desintegrarse o dañarse con el tiempo, además de que tan grande y pesado, un espejo de cristal sería difícil de manipular.
Pronto se arrepentirían de la decisión. En 1877, los espejos metálicos estaban tan dañados que necesitaban ser pulidos. Lamentablemente tendrían que ser enviados a su fábrica de origen en Irlanda. El director del observatorio aprendió a pulir los espejos y trató de hacer el trabajo, pero no pudo realizar las pruebas adecuadas para asegurarse de que las superficies estaban pulidas correctamente. Los espejos nunca funcionaron bien de nuevo.
El reflector de Melbourne sólo duró 15 años. Muchos otros telescopios realizados antes de esa fecha todavía funcionan hoy en día. El fracaso marcó un punto de inflexión en el desarrollo del telescopio. El telescopio de Melbourne sería el último gran telescopio reflector construido con un espejo de metal. Su fracaso fue tan dramático que unos 30 años después, los astrónomos evitaron la construcción de grandes telescopios de reflexión.
LOS GRANDES REFLECTORES
En muchos sentidos, los telescopios reflectores fueron el instrumento ideal: más fácil y más barato de construir que las grandes refractores que eran el tipo más popular de telescopio. Pero los reflectores tenían un problema importante: el espejo de metal.
En los telescopios de estaño y cobre, los espejos se empañan, por lo que refleja menos luz con el paso del tiempo. A menos que el telescopio tenga un espejo de copia de seguridad que pueda ser puesta en su lugar, las observaciones se detendrán hasta que el espejo original pueda ser pulido.
Incluso en los primeros años de estos telescopios, se usaron espejos de vidrio con un soporte de metal - como los espejos que se encuentran típicamente en los hogares -, pero los espejos no funcionaban bien en los telescopios. La luz se curva, ya que viaja a través del cristal, rebota en el soporte de metal y viaja a través del cristal de nuevo, borrando la imagen.
En la década de 1850, un químico alemán llamado Justus von Liebig hizo un nuevo tipo de espejo. Utilizó una reacción química descubierta recientemente para cubrir la superficie de una pieza de vidrio con una fina capa de plata. La plata podía fácilmente ser pulida para crear un espejo.
Hacia 1856 y 1857, el astrónomo alemán Carl August von Steinheil y el médico francés Léon Foucault se dieron cuenta de que el método de von Liebig sería perfecto para el telescopio de espejos. Antes era demasiado caro hacer un telescopio con espejos de plata, pero con esta técnica química el coste de plata ya no era un problema. Ahora los astrónomos contaban con un espejo barato, ligero, y que reflejaba un 50 por ciento más de luz que los espejos metálicos. La plata seguía empañándose, pero era más fácil de sustituir el revestimiento de plata de lo que era pulir un espejo de metal.
Ahora que los astrónomos podían hacer espejos gigantes, comenzaron a planificar y construir grandes telescopios con espejos de hasta 200 pulgadas de diámetro. La experiencia previa con los reflectores primitivos les enseñó acerca de las distorsiones atmosféricas que pueden afectar a las observaciones. Las luces de las ciudades y la contaminación producida por las fábricas también obstaculizaba la visión.
Todo esto significaba que la ubicación del telescopio era casi tan importante como el tamaño del espejo. Para evitar estos obstáculos, los astrónomos comenzaron a construir estos telescopios gigantes en las altas montañas, donde la capa de aire era lo suficientemente delgada, y así se redujo el efecto de la distorsión causada por la atmósfera, las luces y la contaminación de las ciudades.
La fotografía fue otro factor que motivó a los astrónomos a mover los telescopios a las zonas altas. La posibilidad de hacer fotos supuso para los astrónomos el poder crear un registro rápido y preciso de sus observaciones. También proporcionó una manera para observar los objetos que eran demasiado débiles para ser vistos por el ojo humano, incluso utilizando un telescopio enorme.
No importa cuánto tiempo una persona mirara el cielo a través de un ocular, ya que no sería capaz de ver las estrellas demasiado débiles. Sin embargo, una fotografía registra toda la luz, no importa cuán débil sea. Incluso una luz demasiado débil en un principio, al final quedará en el negativo si la exposición continúa por un tiempo suficientemente largo.
Los astrónomos descubrieron que si los telescopios se trasladaban a la lejana cima de las montañas, donde el cielo estaba tan oscuro que la única luz era la que venía de los cielos, la fotografía mostraba débiles estrellas y objetos celestes que no podían ser vistos por el ojo humano. Hoy todos los telescopios utilizan la fotografía. Los telescopios de investigación actuales no tienen oculares, sólo cámaras e instrumentos.
La cámara no era el único desarrollo tecnológico que cambió los telescopios. Los astrónomos co0menzaron a añadir nuevos instrumentos científicos en sus telescopios antiguos. Pronto se construyeron nuevos telescopios pensando en los instrumentos. Estos instrumentos fueron diseñados para captar la luz de las estrellas y los planetas y que los astrónomos los pudieran analizar más a fondo. En poco tiempo, la calidad de los instrumentos del telescopio sería tan importante como su capacidad para recoger la luz y su resolución.
Los telescopios estaban empezando a parecerse a los que los astrónomos utilizan hoy en día, pero las barreras se mantenían. Si bien había menos distorsión atmosférica en la cima de las montañas que en las ciudades, aún quedaba bastante para causar visión borrosa. La solución a las imágenes borrosas tendría que esperar otro salto en la tecnología.
Telescopio reflector Ritchey de 60 pulgadas (1,5 m) (1908)
George W. Ritchey hizo su primer telescopio reflector cuando era estudiante en la universidad. Continuó luego trabajando con telescopios, tanto en la creación de espejos para telescopios ya existentes, como en la adaptación de estos para la fotografía.
Su experiencia condujo al astrónomo George Ellery Hale a elegirlo para diseñar el telescopio reflector de 60 pulgadas del Observatorio Monte Wilson.
En primer lugar, Ritchey construyó una máquina para pulir el espejo de cristal. La máquina de fundición de hierro combinaba herramientas abrasivas, agua, y un nuevo tipo de material de moler llamado carborundo, que era casi tan duro como el diamante, para moler y pulir el disco de vidrio de 60 pulgadas.
Ritchey fue extremadamente cuidadoso para evitar el polvo del pulido, sabiendo que el polvo en la superficie del disco durante el esmerilado y pulido afectaría a su forma. Barnizó de las paredes y techos y mantuvo el suelo de cemento mojado. Selló las ventanas y filtró el aire entrante. Puso una pantalla de tela sobre el espejo para proteger su superficie de partículas que pudieran caer. Sólo al óptico, vestido con gorro y mono, se le permitía entrar en el toldo. Ritchey se adelantó a su tiempo: las partes importantes de un telescopio hoy en día se hacen normalmente en ambientes especiales libres de polvo, las llamadas salas limpias.
Ritchey tuvo también cuidado en proteger el espejo acabado frente a los cambios de temperatura, debido a que los cambios de temperatura causan que el vidrio se expanda y contraiga. Ritchey cubría la cúpula con una pantalla de tela y una de mantas. Las persianas dejaban el lugar casi hermético y se mantenían cerradas durante el día, cuando las temperaturas eran más altas.
El telescopio, terminado en 1908, fue diseñado para ser utilizado de muchas maneras diferentes. Ritchey introdujo el "sistema de Coudé" - una nueva forma de desviar la luz fuera del telescopio hacia instrumentos demasiado pesados para ser conectados al tubo. Esto daba a los astrónomos libertad de elegir entre los muchos instrumentos para analizar la luz. El telescopio fue utilizado para hacer fotografía y espectroscopia, utilizando cámaras y espectrógrafos. En el futuro, muchos grandes reflectores siguieron el ejemplo de Ritchey y fueron construidas con un diseño similar flexible. De hecho, se podría decir que el telescopio reflector de 60 pulgadas fue en realidad el primer telescopio moderno.
Telescopio reflector de Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) (1917)
El telescopio de 60 pulgadas del Mount Wilson Observatory en California era grande, pero no era lo suficientemente grande para satisfacer al astrónomo George Ellery Hale. Hale quería un telescopio que pudiera recoger más luz. Tanto era así que mientras se estaba construyendo el telescopio reflectorde 60 pulgadas, Hale estaba buscando la financiación para uno de 100 pulgadas.
Encontró en Los Ángeles al empresario John D. Hooker, que quería que su nombre se recordara unido al telescopio más grande jamás construido.
Sólo un fabricante de vidrio estaba dispuesto a intentar la proeza de hacer un enorme disco de 100 pulgadas, la misma empresa francesa que había proporcionado el cristal para el reflector de 60. Sin embargo, cuando el disco de 100 pulgadas llegó, en 1908, los astrónomos pensaron que era inútil. estaba lleno de burbujas de aire, y algunos de los cristales se habían cristalizado, lo que significaba que probablemente no llegaría hasta el esmerilado y pulido que serían necesarios para convertirlo en un espejo.
La fábrica de vidrio construyó un nuevo horno y siguió intentandolo, pero ninguno de los discos parecía ser de la calidad necesaria para el telescopio. La Primera Guerra Mundial estalló, y la experimentación se detuvo. En ese momento nadie tenía tiempo para los discos de cristal gigantes.
Hale, derrotado, volvió al primer disco de vidrio. Decidió que las burbujas no estaban lo suficientemente cerca de la superficie para que lo afectaran. Hale había probado el cristal e informó que las burbujas en realidad podían fortalecer el cristal.
Ritchey y su equipo, que trabajaban en el mismo entorno cuidadosamente controlado en que se basó el telescopio de 60 pulgadas, tardaron 5 años para convertir el disco de vidrio en un espejo.
Una vez instalado, todo el telescopio pesaba 100 toneladas. El telescopio podría ser ajustado, como el de 60 pulgadas, tanto para la fotografía y como para espectroscopia. Todos los movimientos del telescopio, y su cúpula y persianas estaban controlados eléctricamente por 30 motores. Uno de los inconvenientes, sin embargo, de un espejo tan grande era que hacía falta mucho tiempo para adaptarse a la temperatura del observatorio. Los cambios de temperatura harían que el cristal se expandiera y contrajese, haciéndole cambiar de forma y perder la concentración y calidad de imagen, lo que significa que las observaciones eran difíciles hasta que estaba todo establecido.
Cuando se terminó en 1918, el telescopio se convirtió en el más grande del mundo, una posición que había ostentado durante 75 años el Leviatán de lord Rosse.
Telescopio reflector Hale de 200 pulgadas (5 m) (1948)
Hale comenzó a recaudar dinero de nuevo en 1928, esta vez para una telescopio reflector de 200 pulgadas con un espejo Cassegrain.
Se reunió el equipo de astrónomos, técnicos e ingenieros más importante de entonces. El espejo de cristal que pretendía construir sería más grande y más pesado que cualquier pieza de cristal hecha nunca antes. El equipo sabía de los telescopios anteriores que incluso con pequeños cambios de temperatura el vidrio se expande y se contrae, causando cambios en el espejo que distorsionaban la observación.
Así que se apartó del vidrio ordinario y consideró otros materiales, como el acero inoxidable, metales compuestos, cuarzo fundido, y un nuevo tipo de vidrio que se realizaba en Corning, Nueva York, llamado Pyrex.
Primero, el equipo lo intentó de cuarzo fundido, que es más difícil de trabajar que el vidrio, y tan duro que sirve para pulir brillantes. Más importante aún, apenas se expande o se contrae cuando la temperatura cambia.
Pero el cuarzo no funcionó. Era demasiado probable que se formaran burbujas en la superficie del vidrio durante el proceso de molienda, y lo mejor que se pudo hacer fue un disco de 66 pulgadas. En 1934, el equipo volvió al Pyrex, típicamente usado para hacer utensilios para el horno. Una vez solidificado, el Pyrex se expande y contrae menos que el vidrio ordinario, con los cambios de temperatura.
El equipo construyó el disco de Pyrex de una forma completamente nueva. El vidrio fundido se vertía en un molde que crea una estructura acanalada en la parte posterior del disco. El disco era sólo la mitad del grosor de una pieza sólida de vidrio y mucho más ligero, pero las nervaduras lo hacían mantenerse fuerte. Y debido a que el vaso era tan delgado, se ajustaba a la temperatura del aire más rápidamente, reduciendo las distorsiones.
Al vidrio se le permitió enfriar lentamente más de 10 meses para evitar las burbujas y defectos. Luego el disco fue enviado de Corning, NY, a su nuevo hogar en el Monte Palomar, California. Hale originalmente quería poner el telescopio en el Monte Wilson, pero la zona había cambiado: la luz y la contaminación de la ciudad en crecimiento y los suburbios de Los Ángeles eran terribles para largas exposiciones de galaxias distantes necesarias para la fotografía.
El tren que transportaba el disco de vidrio, no se movía más de 25 millas por hora, y viajaba sólo por el día. Tenía que tomar una ruta que evitara los túneles, puentes y pasos a nivel, porque los 17 pies de alto no cabían en espacios estrechos.
Hale observó el disco de vidrio al llegar a California, y se asombró al darse cuenta de que sólo el agujero en el centro de este gigantesco disco de vidrio era del mismo tamaño que la lente de su primer gran proyecto, el refractor Yerkes de 40 pulgadas.
Todas las partes del telescopio, a excepción del espejo, estaban listas en 1941, como el edificio de la cúpula del telescopio. Pero entonces los Estados Unidos entraron en la Segunda Guerra Mundial. El trabajo en el disco de vidrio se detuvo mientras que la industria centró su atención en la guerra. Tuvo que ser guardado, y no fue hasta 1947 que el disco de vidrio finalmente se transformó en un espejo y se colocó en el telescopio. El espejo estaba cubierto de aluminio, un material que, a diferencia de la plata, no se empaña. De vez en cuando, sin embargo, el espejo tiene que ser re-revestido para mantenerlo brillante.
Hale no llegaría a ver el reflector acabado. Murió en 1938. En honor a su trabajo sin fin, al liderazgo de los especialistas, y a su visión especializada, este telescopio de gran alcance, que todavía se utiliza hoy en día, lleva su nombre.
(desde finales del siglo XIX hasta la actualidad)
Los telescopios habían sido construidos para mirar las estrellas, y los astrónomos no iban a pasar por alto el ejemplo más cercano, nuestro sol.
Por lo general, se construyen telescopios para ver objetos que son demasiado débiles y están muy lejos para ser fácilmente visibles. Están construidos con espejos o lentes gigantes para que puedan recoger más luz de la que el ojo humano puede ver por sí mismo.
Los telescopios diseñados para ver el Sol, o "telescopios solares," tienen el problema opuesto: su objetivo emite demasiada luz. El Sol es muy brillante y los astrónomos tienen que ser capaces de filtrar la mayor parte de la luz para estudiarlo. Esto significa que el telescopio en sí no tiene que ser extremadamente potente, en cambio los instrumentos unidos a él hacen el trabajo más pesado.
Los telescopios solares son telescopios reflectores corrientes con algunos cambios importantes, porque el sol es tan brillante, que los telescopios solares no necesitan grandes espejos. Los espejos sólo tienen que ser lo suficientemente grandes como para proporcionar una buena resolución.
En lugar de capacidad de recoger luz, los telescopios solares se construyen para tener alta ampliación. El aumento depende de distancia focal. En los telescopios cuanto más larga sea la longitud focal, mayor será el aumento, por lo que los telescopios solares se construyen generalmente bastante largos.
Como los telescopios son tan largos, el aire en el tubo es un problema. Con los cambios de temperatura el aire se mueve. Esto hace que el telescopio cree las imágenes borrosas. Al principio, los científicos trataron de mantener el aire en el interior del telescopio a una temperatura constante, utilizando métodos como la pintura blanca para reducir el calor, ya que las superficies blancas reflejan más luz y absorben menos calor. Hoy en día el aire es simplemente bombeado de los tubos de los telescopios solares, creando un vacío.
Al ser tan necesario el control del aire en el interior del telescopio y como los instrumentos son grandes y voluminosos, los telescopios solares no están diseñados para moverse. Se quedan en un solo lugar, mientras que un espejo móvil, situado en el extremo del telescopio, llamado espejo de seguimiento, sigue el Sol y refleja su luz en el tubo. Para minimizar los efectos de la calefacción, los espejos son montados por encima del suelo.
Los astrónomos han estudiado el Sol desde hace mucho tiempo. Galileo, entre otros, examinó las manchas solares. Otros antiguos astrónomos investigaron la zona exterior del Sol, llamado corona, que sólo es visible durante los eclipses solares.
Incluso desde el principio, los instrumentos eran esenciales para el estudio del sol. Uno de ellos fue el espectroscopio, un dispositivo inventado en 1815 por el óptico alemán Joseph von Fraunhofer. El espectroscopio divide la luz solar en colores y ayuda a los astrónomos a descubrir qué elementos contienen las estrellas. Los científicos utilizaron un espectro del Sol para descubrir el elemento helio, el nombre de la palabra griega para el Sol.
En la década de 1890, cuando el astrónomo estadounidense George Ellery Hale aún era estudiante en la universidad, combinó la tecnología de la espectroscopía y la fotografía para estudiar el sol. Hale, llamó a su dispositivo "espectroheliógrafo".
El espectroheliógrafo permitía a los astrónomos elegir un determinado tipo de luz a analizar. Por ejemplo, se podría tomar una foto del Sol utilizando sólo el tipo de luz producida por los átomos de calcio. Algunos tipos de luz son más adecuados para ver los detalles, tales como manchas solares y las protuberancias.
En 1930, el astrónomo francés Bernard Lyot inventó otro dispositivo que ayudó a los científicos a estudiar el Sol y los objetos cercanos. El coronógrafo utiliza un disco para bloquear la mayor parte de la luz del Sol, y revela las características que de lo contrario quedarían borradas por la luz brillante. Los coronógrafos también permiten a los científicos estudiar características como las erupciones solares y el campo magnético del sol.
Hoy en día, las versiones más avanzadas tecnológicamente son los espectroheliógrafos coronógrafos y se utilizan para estudiar el sol. El McMath-Pierce Telescopio Solar de Kitt Peak en Arizona es el mayor telescopio solar del mundo. El proyecto Heliosférico y Observatorio Solar es un telescopio solar en el espacio que estudia el interior del Sol y la corona, así como el viento solar, en ultravioleta, rayos X, y luz visible. Los astrónomos también utilizan una técnica llamada heliosismología, una especie espectroscopía de ondas de sonido en el Sol, para examinarlo hasta su núcleo.
Aunque el Sol ha sido estudiado desde la época de los primeros astrónomos, todavía tiene mucho más que contar. Los científicos continúan la búsqueda de los secretos que el sol esconde ante nuestros ojos.
Telescopio solar Snow (1904)
El astrónomo estadounidense George Ellery Hale quería estudiar el sol. Para ello, tendía que conectar el dispositivo que había diseñado para la fotografía solar, un espectroheliógrafo, al refractor Yerkes. Después de hacer algunos cálculos, Hale se dio cuenta de que si se utilizara el telescopio refractor de Yerkes, se necesitaría un espectroheliógrafo de 10 pies para obtener los mejores resultados. La conexión de un dispositivo de 10 pies al telescopio sería lenta y su funcionamiento poco ágil.
Era más fácil construir un nuevo tipo de telescopio. El telescopio solar usa un espejo móvil, llamado celostato, que constantemente refleja la imagen del Sol en los instrumentos, incluso cuando el Sol se mueve en el cielo. Debido a que es el espejo, no el telescopio, el que se mueve para seguir al Sol, el espectroheliógrafo podría ser fijado a un soporte.
Hale construyó su primer telescopio solar en el Observatorio Yerkes, cerca de Chicago, pero apenas tuvo la oportunidad de usarlo antes de un incendio que lo destruyó. Hale recibió 10.000 dólares de Helen Snow, de Chicago, que pidió que el telescopio llevara el nombre de su padre.
Hale completó el telescopio Snow en 1903, pero rápidamente se dio cuenta de que había algunos problemas: las corrientes de aire vibrante, cambiante con los cambios de temperatura, las imágenes borrosas, y el calor del Sol que deformaba los espejos.
Hale creía saber cómo resolver el problema de la visibilidad. Al mover el telescopio a una nueva ubicación (la cima de una montaña, donde la capa de aire sería más delgada y la temperatura cambiara con menos frecuencia y menos drásticamente). Con algo de esfuerzo, convenció a Helen Snow para hacerle mover el telescopio de Monte Wilson en California. En 1904, las mulas ayudaron a arrastrar el telescopio y otros materiales de construcción por el estrecho y sinuoso camino a la cima de la montaña.
El aire menos denso dio lugar a menos bruma, y las imágenes mejoraron. Sin embargo, los espejos reaccionaron mal al calor. Hale decidió restringir la visualización a la mañana, y por la tarde cubría los espejos y usaba ventiladores y calentadores para tratar de mantener la temperatura del espejo fijo.
A pesar del esfuerzo que supone, el telescopio Snow enseñó mucho a los astrónomos acerca del sol. Mount Wilson, tiene ahora otros dos telescopios solares. Hale quedó tan impresionado con las condiciones de visualización en la montaña que muchos otros de sus telescopios fueron construidos allí.
(finales del siglo XX hasta la actualidad)
En la década de 1930, Bell Telephone Laboratories experimentó con el uso de las ondas de radio para hacer llamadas telefónicas a través del océano. La compañía rápidamente detectó un problema: un silbido extraño que interfería con las transmisiones.
A Karl Jansky, ingeniero de 26 años, se le asignó la tarea de averiguar el origen de la estática. En ese momento, no podía haber imaginado que su trabajo podría desencadenar una nueva forma de entender la investigación de las estrellas.
Jansky construyó un conjunto de rectángulos de alambre, que servían de antenas, que iba montado sobre cuatro ruedas que se habían tomado de un Modelo T de Ford. Se podría rotar para centrarse en las ondas de radio procedentes de una dirección particular. Esto le permitiría seguir la estática hasta su fuente.
Las fuentes de algunos silbidos eran evidentes, como el crepitar de la electricidad de las tormentas. Un silbido constante y bajo, sin embargo, tenía desconcertado a Jansky. Nunca desaparecía, y parecía seguir el camino del sol. La estática venía desde el centro de la Vía Láctea.
El descubrimiento de Jansky puso en marcha el nuevo campo de la radioastronomía. Su serie de antenas podría ser considerado el primer radiotelescopio.
Hoy se utilizan los telescopios reflectores parabólicos, llamados platos, para recoger las ondas de radio. Estos platos tienen la misma forma que los espejos en los telescopios reflectores para el estudio de la luz visible, y trabajan de la misma manera. Las ondas de radio rebotan en el plato y se encuentran en un solo punto, el centro de coordinación, donde un receptor ha sido cuidadosamente colocado para capturarlas.
Estos receptores son similares a los encontrados en las radios de coche. Los receptores registran la información mediante una cámara o un dispositivo CCD, al igual que en otros tipos de telescopios. Dado que las ondas entrantes son débiles, el receptor amplifica estas antes de enviar la señal a un ordenador que almacena los datos.
Tanto la radio como la luz visible tienen la capacidad de escapar de la absorción atmosférica. Pasan a través de la atmósfera terrestre y llegan al suelo, donde pueden ser detectados por los telescopios terrestres. Ahí es donde termina su similitud, sin embargo.
Los astrónomos ópticos sólo pueden observar sus objetivos por la noche, ya que la luz del sol atenúa excesivamente la luz de las estrellas. Los astrónomos de radio, sin embargo, tienen la opción de buscar las fuentes de radio durante el día, ya que el Sol emite ondas de radio sólo débilmente.
Además, los astrónomos ópticos sólo puede hacer observaciones en tiempo claro, ya que la luz visible es absorbida principalmente por las nubes. Los astrónomos de radio, en cambio, disfrutan de la observación con tiempo nublado, tormentoso incluso, porque las ondas de radio pasan a través de las nubes como si no estuvieran allí.
Las ondas de radio tienen otra ventaja. Debido a que sus longitudes de onda son tan largas, llegan al suelo sin distorsiones de la atmósfera. La luz visible, con sus longitudes de onda relativamente cortas, están sujetas a la distorsión atmosférica, la impredecible curvatura de la luz cuando pasa a través de bolsas de aire frío y caliente, que desdibuja las imágenes de luz visible.
Muchos de los objetos celestes, entre ellos algunos planetas, cometas, nubes gigantes de gas y polvo, púlsares, y agujeros negros, emiten ondas de radio. Los astrónomos pueden aprender acerca de la composición, estructura y movimiento de estos objetos astronómicos por las ondas de radio que emiten. Los científicos también han desarrollado sistemas sofisticados que crean imágenes de estas señales de radio con el fin de "ver" los objetos por la luz de radio que emiten.
Para obtener una imagen clara, los telescopios de radio tienen que ser enormes, porque las ondas de radio son grandes. Por ejemplo, un plato de 64 metros de ancho, produce una imagen que es tan detallada como una imagen visible de luz de un telescopio pequeño de aficionado. Para crear imágenes más claras, con resoluciones más altas, se combinan varios telescopios más pequeños, o con frecuencia se combinan varios platos para formar una matriz. El conjunto de platos se trata como un solo telescopio, tan grande como el diámetro de la matriz.
Los ordenadores hacen posible el procesamiento de las señales de los muchos platos y la combinación en una sola señal. La técnica de combinar las señales de varios telescopios se llama interferometría. Los astrónomos utilizan el mismo método para combinar la luz de varios telescopios de luz visible sobre el terreno y, finalmente, será capaz de hacer lo mismo con los telescopios espaciales.
Antes del desarrollo de la radioastronomía, los científicos estudiaban los objetos celestes sólo con la luz visible. Sin embargo, la luz visible forma sólo una pequeña parte del espectro electromagnético, que incluye las ondas de radio, microondas, infrarrojos, luz visible, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Es como si todo este tiempo los astrónomos hubieran estado buscando un cuadro, y solo hubieran sido capaces de ver una fracción de sus colores.
Si los radiotelescopios podían dar una imagen más completa del cosmos, ¿qué podían los astrónomos aprender si encontraban otras manera de hacer telescopios que detectaran otras formas de radiación invisibles? Los radiotelescopios allanaron el camino para los nuevos telescopios que permiten a los astrónomos estudiar toda la gama del espectro electromagnético, tanto visible como invisible.
Radiotelescopio Reber (1937)
El público estaba emocionado por el descubrimiento de Karl Jansky en 1932 de las ondas de radio que vienen del cielo. Los periódicos recogieron la noticia, y estaciones de radio a lo largo de los Estados Unidos usaron el momento para celebrar el descubrimiento de la radiodifusión, el sonido de la estática de las estrellas.
Sin embargo, los astrónomos y los científicos no le prestaron mucha atención. La excepción fue un astrónomo aficionado, Grote Reber. Reber, un ingeniero de radio estadounidense, había leído sobre el trabajo de Jansky y estaba fascinado. Quería ir más allá del silbido constante que Jansky había oído. Quería más detalles, y para ello tendría que construir un telescopio que captara ondas de radio.
En 1937, Reber construyó un telescopio con un plato en forma de parábola, al igual que los espejos de los demás telescopios reflectores. El telescopio, de 31 pies (9 metros) podía orientarse hacia el norte y el sur, pero no al este o al oeste, por lo que Reber tenía que esperar a que la Tierra rotara para traer el objeto que quería observar a la vista del telescopio. El plato dirigía las ondas de radio hacia un receptor.
Las ondas de radio tenían sus ventajas. Como la luz visible, pasan a través de la atmósfera de la Tierra sin ser absorbidas, pero no están distorsionadas por la atmósfera, como la luz visible. Además, no hay suficiente radiación en la naturaleza para interferir con la observación.
Very Large Array (VLA) (1980)
Debido a que las ondas de radio son tan grandes - alrededor de 100.000 veces más que las ondas de luz visible - los astrónomos necesitan telescopios colosales para recogerlos.
La construcción de un solo telescopio lo suficientemente grande es imposible, así que los astrónomos de radio construyen matrices. Las matrices son una gran serie de telescopios que trabajan juntos como uno solo. El Very Large Array, o VLA, es un telescopio con el mismo poder de resolución que un solo telescopio de 22 millas (36 kilómetros) de diámetro. Un plato de este tamaño cubriría un área mayor que Nueva York.
Los radiotelescopios han recorrido un largo camino desde que Grote Reber construyó el primero en su patio trasero. Los astrónomos han construido telescopios de radio cada vez más grandes que puede realizar un seguimiento de las fuentes de radio en el cielo. Además, aprendieron la forma de vincular los platos individuales juntos y hacer que funcionen como un solo telescopio, en lo que se llama un interferómetro. Los interferómetros se utilizan para aumentar el poder de resolución de un telescopio.
El VLA es un interferómetro compuesto por 27 radiotelescopios dispuestos en forma de plato. Cada uno tiene 82 pies (25 metros) de ancho y pesa 230 toneladas. La separación entre los platos se puede cambiar para permitir diferentes tipos de observaciones.
Cuanto más alejados están los platos, mejor resolución tiene el telescopio, o mayor es la capacidad de distinguir entre dos objetos cercanos. Cuando los platos están más cerca, la resolución es menor, pero el telescopio puede obtener más información acerca de características como el brillo del objeto y la temperatura.
Sin importar cómo los astrónomos organizan los platos, el poder del telescopio es siempre el mismo. Esto es porque la superficie total de los platos es siempre la misma sin importar la posición que ocupan. El VLA reúne la luz en una zona del tamaño de dos campos y medio de fútbol.
Durante una observación, los platos deben ser cuidadosamente dirigidos a la fuente de radio. Cada plato registra de forma independiente las señales de radio que recibe de la fuente. El tiempo exacto en que la señal llega también se registra. El equipo combina todas las señales que llegan al mismo tiempo para crear una imagen de lo que la matriz "ve".
Las fuentes de las ondas de radio van desde las erupciones solares hasta el gas entre las estrellas. Incluso los planetas emiten ondas de radio, y los radiotelescopios pueden ser utilizados para medir la temperatura de su superficie.
Si bien el VLA puede ser grande, no es la matriz más grande que existe. Los radioastrónomos tienen la necesidad de una variedad de tamaños de matriz para estudiar el cielo a diferentes resoluciones. El Interferómetro del Very Large está formado por radiotelescopios individuales dispersos por todo el mundo, en lugares como Alemania, Estados Unidos, Suecia, Polonia, el Reino Unido e Italia. Este acuerdo crea un radio telescopio del tamaño de la Tierra para una resolución aún mayor.
(mediados del siglo XX a la actualidad)
A mediados de 1900 la actividad constructora de los astrónomos había tocado fondo. Parecía imposible hacer espejos más grandes que el de 200 pulgadas (5 metros) del telescopio Hale. Los grandes espejos de vidrio eran defectuosos y es probable que se hundieran bajo su propio peso, pero eran necesarios espejos más grandes para recoger más luz y poder ver los objetos más lejanos en el espacio.
La invención de la computadora en la década de 1940 ,para los negocios y la industria, dio a los astrónomos la herramienta que necesitaban para elaborar nuevas técnicas. En 1976, astrónomos rusos crearon el BTA, el telescopio más grande del mundo, con un solo espejo de 236 pulgadas (6 metros). El telescopio era controlado y se orientaba por ordenadores. Pero los astrónomos no fueron capaces de detener el hundimiento del espejo gigante bajo su propio peso, lo que distorsionó las imágenes que produjo.
Si los astrónomos querían espejos más grandes, tendrían que encontrar otra manera.
La solución fue utilizar muchos espejos para crear una sola imagen. Muchos espejos que operaran juntos, como un espejo gigante de más de 200 pulgadas. Serían necesarios los ordenadores para controlar la forma y la posición de los espejos individuales, la posición del telescopio, y realizar el seguimiento del objeto en el cielo. Estos telescopios se conocerían como telescopios de espejo múltiple.
Esquema del telescopio de espejos múltiples del observatorio de Kitt-Peak
En la década de 1970, varias instituciones de investigación diseñaron diferentes tipos de telescopios con espejos múltiples. Un grupo construyó un telescopio con seis espejos individuales en un solo lugar de montaje. Otro grupo de astrónomos decidió juntar 36 espejo individuales como partes, o segmentos, en un gigantesco espejo.
Así como estos telescopios de múltiples espejos comenzaron a funcionar, los científicos desarrollaron una nueva forma de hacer grandes espejos. En lugar de moler una losa sólida de vidrio, vertían vidrio fundido en un molde para crear la forma final del espejo.
Pronto se construyeron telescopios con espejos de 6 a 8 metros de diámetro. Hoy los astrónomos planean utilizar estos espejos gigantes en varios nuevos telescopios de espejo. El Gran Telescopio Binocular, que se está construyendo en Arizona, combina dos de estos grandes espejos para formar una imagen.
A pesar de la mejora de la visión que resultó de la construcción de enormes espejos y de la colocación de los telescopios en la cima de las montañas, la turbulenta atmósfera de la Tierra seguía siendo el motivo de las imágenes borrosas. El ejército de Estados Unidos reveló que tenía el mismo problema cuando trataron de tomar imágenes de la Tierra desde sus satélites espía. Estos desarrollaron un método, llamado de óptica adaptativa, para reducir las distorsiones atmosféricas. Los astrónomos tomaron esta tecnología y la utilizaron en sus telescopios de investigación.
El principio de la óptica adaptativa funciona controlando el espejo del telescopio con un ordenador para compensar la forma desigual en que la luz viaja a través de la atmósfera. El espejo cambia su forma cientos de veces por segundo. La óptica adaptativa ayuda a mejorar las imágenes de luz visible, pero funciona mejor para longitudes de onda como los infrarrojos. La combinación de óptica adaptativa y multi-espejos ofrecía una visión más clara de los objetos débiles del universo que nunca se había logrado desde telescopios terrestres.
Así como los ordenadores se han convertido en una parte de la vida cotidiana, la tecnología informática se ha involucrado en todas las partes de la astronomía. En la década de 1960, fue inventado un nuevo tipo de detector llamado dispositivo de cargas eléctricas interconectadas (CCD). Los CCD son como cubos de luz, que recogen toda la que cae en ellos. En la década de 1980, los CCD comenzaron a reemplazar a la fotografía como la mejor manera de registrar la información del telescopio. Muchos telescopios antiguos se ajustaron para utilizar los controles informáticos y los sensores CCD. Hoy en día esta tecnología se utiliza también en artículos del hogar tales como cámaras digitales.
En la década de 1990, el uso de computadoras para analizar y procesar la información se convirtió en una parte normal de la investigación de un astrónomo. En lugar de subir a la altura de las plataformas en la oscuridad y el frío, los astrónomos de hoy en día hacen su trabajo en oficinas, a través de ordenadores. Gracias a Internet, los astrónomos no tienen ni siquiera que estar en el mismo lugar que el telescopio para reunir toda la información que necesitan para hacer su trabajo.
Un consorcio de universidades estadounidenses ha emprendido una nueva aventura cósmica, la construcción del mayor telescopio del mundo: el Giant Magellan Telescope – GMT, que funcionará con un conjunto de 7 espejos gigantes de 8,4 metros, unidos en un solo gran telescopio, que funcionará como un gigantesco instrumento con una apertura equivalente a 21,4 metros de diámetro.
Telescopio de Espejo Múltiple MMT (1979)
El telescopio de espejo múltiple (MMT) comenzó como un montón de piezas de repuesto. Gracias al conflicto entre los Estados Unidos y Rusia, conocido como la Guerra Fría, la Fuerza Aérea había una serie de seis telescopios de peso ligero, de 72 pulgadas (1,8 m), que se suponía que habían sido utilizados en satélites militares. La Universidad de Arizona y la Institución Smithsonian decidieron que estos espejos serían perfectos para el nuevo tipo de telescopio reflector que estaban planeando juntos.
En lugar de construir un enorme espejo, este telescopio utilizaría una serie de pequeños espejos para igualar el poder de recolección de luz de un grande. Era como tomar seis telescopios individuales y combinar su luz para hacer una imagen. El MMT usa las computadoras para asegurarse de que todos los espejos estén siempre perfectamente alineados. Fue el primer telescopio de luz visible que usaba múltiples espejos.
Los ordenadores también desempeñaron un importante papel en la montura del MMT. El MMT utilizaba una montura azimutal que podía moverse arriba y abajo, así como a la izquierda y la derecha, alrededor de todos los puntos de la. Las computadoras ajustaban constantemente la montura para que el telescopio no se quedase en blanco aunque la Tierra está rotando. Debido a que la montura es pequeña y ligera, el telescopio necesitaba menos espacio que otros telescopios anteriores. La cúpula del Telescopio Hale de 200 pulgadas del Monte Palomar en California, por ejemplo, es mucho más grande.
La montura no era la única parte móvil. Todo el edificio fue diseñado para girar y seguir el movimiento del telescopio. Los astrónomos no sabían muy bien dónde estarían cuando salían por la puerta.
El MMT es un espejo, y como todos los espejos de vidrio, se expanden a medida que la temperatura aumenta y se contraen al disminuir, causando cambios en el centro de coordinación del telescopio. La construcción de todo el telescopio estaba diseñada para abrirse completamente al aire por la noche para permitir que el telescopio se enfriara rápidamente. Una vez que el telescopio llegaba a la temperatura del aire de la noche, el foco se estabilizaba y el telescopio podía ser utilizado.
El telescopio fue construido en el monte Hopkins, en Arizona. Comenzó a trabajar en 1979. Sus espejos eran equivalentes a un espejo único de 176 pulgadas (4.5 metros). Sin embargo, incluso con la ayuda de computadoras, seguía siendo un reto que todos los espejos apuntaran al mismo destino y operaran como uno solo.
En la década de 1980, una técnica nueva de fabricación de vidrio surgió en la Universidad de Arizona, y permitió la creación de espejos más grandes que nunca. Los astrónomos del MMT tomaron la decisión de sustituir los seis espejos con uno más grande.
La técnica de fabricación de vidrio de la Universidad de Arizona, fundía, moldeaba y giraba el vidrio dándole forma dentro de un horno rotativo. El molde le daba al disco la estructura de un panal de miel que lo hacía resistente y ligero. El MMT instaló el primero y único espejo creado con esta técnica, de 12,5 pies (6,5 metros), en el telescopio en 1999. Este cambio aumentó en más del doble la luz del telescopio y su potencia de concentración y le permitió ver un área del cielo 400 veces más grande que antes.
Así que el "Multiple Mirror Telescope" ya no tiene un nombre muy preciso. Sin embargo, gracias a la nueva réplica, sigue siendo uno de los mejores telescopios del mundo.
Al igual que los telescopios Keck, el MMT usa óptica adaptativa, una nueva técnica que utiliza una forma de cambio de espejo para reducir la vista borrosa causada por la atmósfera de la Tierra. A diferencia de los telescopios Keck, que tienen un espejo extra, el MMT aplica la óptica adaptativa a su espejo secundario cuando se instaló la tecnología en 2003.
Telescopios Keck (1993)
En 1977, la Universidad de California y el Instituto de Tecnología de California se unieron para construir un telescopio reflector que sería dos veces mayor que el telescopio Hale de Monte Palomar, que tenía un espejo de 200 pulgadas.
La tarea no sería fácil o tal vez incluso imposible. Un espejo grande podría costar hasta mil millones de dólares, y sería tan grande que sería difícil evitar que se colapsase bajo su propio peso.
Así que al equipo se le ocurrió otra idea. Construyeron un telescopio de un solo espejo compuesto de 36 piezas pequeñas y delgadas, denominadas segmentos. Estos segmentos medían cada uno 6 pies (1,8 metros) de diámetro, tenían forma de hexágono, y estaban unidos en una red del tamaño de una cancha de tenis. Las computadoras mantendrían todos los espejos en fila. El conjunto sólo pesaría como un espejo de dos metros, pero tendría cuatro veces su tamaño.
El equipo recibió una donación de la Fundación William M. Keck, y comenzó a trabajar en 1985.
El equipo construyó dos telescopios similares en la cima del volcán inactivo Mauna Kea en Hawaii. El primero se completó en 1990, y el segundo en 1996. Los 36 segmentos individuales del espejo están conectados a 168 sensores electrónicos y 108 dispositivos de ajuste de motor. Los sensores en cada segmento comparan constantemente su altura con las alturas de los segmentos que lo rodean.
Si la altura no coincide - ni siquiera por una diferencia mil veces más delgada que un cabello humano - los sensores envían la información a una computadora. El ordenador calcula lo que hay que hacer para poner todos los espejos en alineación y dirige los dispositivos de ajuste para hacer los cambios. Todo el proceso ocurre dos veces cada segundo.
Al igual que el telescopio de espejo múltiple, los telescopios Keck utilizan una montura compacta, controlada por ordenador, llamada montura de altitud-azimut, que puede moverse arriba y abajo,a izquierda y derecha, como la torreta en un barco de guerra. Esto significa que aunque los telescopios Keck tienen espejos más grandes que el Telescopio Hale, se pueden mantener en edificios más pequeños, ya que necesitan menos espacio para operar.
Los telescopios Keck afrontan el mismo problema que todos los grandes telescopios con espejos de vidrio. El vidrio se expande cuando se calienta y se contrae cuando se enfría. Cuando se abren las persianas de la cúpula del telescopio, el espejo pasa por un proceso de enfriamiento hasta que alcanza la temperatura del aire de la noche. Hasta entonces, cambia de forma constantemente, lo que significa que el enfoque es siempre cambiante y el telescopio se puede utilizar.
Para minimizar el efecto de los cambios de temperatura, los edificios alrededor de los telescopios Keck fueron construidos con acondicionadores de aire gigantes para mantener los espejos a la misma temperatura que el aire de la noche. Incluso durante el día, las cúpulas están en o por debajo de cero. Cuando las terminales están abiertas por la noche, los telescopios ya están a la temperatura adecuada y se pueden utilizar de inmediato.
Los telescopios Keck utilizan una tecnología que ayuda a reducir la borrosidad causada por la distorsión atmosférica, un problema constante para los astrónomos. Un equipo toma cientos de decisiones por segundo y está conectado a los pistones de control en el interior del telescopio. Los pistones causan que este espejo adicional especial cambie ligeramente su forma en cuestión de milisegundos para cancelar la visión borrosa causada por la atmósfera de la Tierra.
Esta técnica innovadora, llamada óptica adaptativa, ofrece una visión más clara del cielo. Está siendo utilizada en la construcción de los telescopios actuales y futuros, y se ha añadido en los mayores telescopios.
Pero ¿por qué construir dos telescopios idénticos? Además de tener más tiempo de visualización para el astrónomo, los dos telescopios se pueden unir para que puedan observar el mismo objeto al mismo tiempo. Como se unen los segmentos de vidrio para formar un espejo más grande, esta innovación permite a los telescopios formar el equivalente de un enorme telescopio con un espejo del tamaño de un campo de fútbol. Esta técnica de combinar las señales de varios telescopios para crear imágenes se llama interferometría. juntos, los dos telescopios pueden realizar tareas como la búsqueda de planetas alrededor de otras estrellas, que son muy oscuros y difíciles de ver.
(finales del siglo XX a la actualidad)
Durante siglos, los telescopios se habían vuelto más grandes y mejores, y la visión más clara y nítida. Sin embargo, una vez que los telescopios alcanzaron un tamaño que les permitía ver bastante bien, los astrónomos detectaron un problema no relacionado con el diseño del telescopio.
Era la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz pasa a través de la atmósfera, puede ser desviada en forma impredecible por bolsas de aire frío y caliente. Esto significa que los astrónomos estaban constantemente estudiando el cielo a través de un campo brillante, como si estuvieran tratando de ver objetos a través de la bruma.
Cuando miramos a las estrellas con nuestros ojos, el ambiente las hace parecer como si estuvieran titilando. Cuando los astrónomos utilizan telescopios para tomar una foto de un objeto celeste a través de la atmósfera, los detalles son borrosos.
La visión borrosa ha impedido a los astrónomos realizar el pleno potencial de los telescopios de gran alcance que han construido. La vista desde el suelo es limitada, no importa cuán grande sea el telescopio.
Cuando los astrónomos quieren estudiar el cielo y ver otros tipos de radiación, el ambiente es aún un problema. La atmósfera de la Tierra permite que la luz visible y las ondas de radio pasen a su través, pero la mayoría de la radiación, incluyendo rayos X, rayos gamma, rayos infrarrojos o ultravioleta, es parcialmente bloqueada.
Había una solución - que hubiera parecido increíble a Galileo y asombró a los astrónomos más adelante - y con el nacimiento de los vuelos espaciales esta estaba al alcance. Si el ambiente no podía ser derrotado, podría ser dejado atrás.
Al colocar telescopios en el espacio, los astrónomos podrían liberarse de la distorsión y se protegían contra los efectos de la atmósfera de la Tierra. La producción de estos observatorios del espacio, sin embargo, requería avances significativos en los telescopios, instrumentos, equipos, y, por supuesto, la nave utilizada para lanzar estos proyectos. Muchos de estos avances tecnológicos se produjeron como resultado directo de la rivalidad entre los EE.UU. y la Unión Soviética durante la Guerra Fría entre la Segunda Guerra Mundial y la década de 1980.
Los científicos y los ingenieros han creado telescopios capaces de estudiar el universo en diferentes tipos de luz, y registrar detalles que nunca se podrían observar desde la Tierra: los telescopios espaciales.
Los telescopios espaciales y los grandes observatorios terrestres trabajan juntos para mejorar nuestra comprensión del universo. Los observatorios espaciales tienen mayor resolución y pueden mirar a regiones pequeñas del cielo con gran detalle. Los telescopios terrestres pueden recoger más luz con sus enormes espejos y ser usados para estudiar una gran parte del cielo. Mediante el estudio de las imágenes de los dos tipos, los astrónomos pueden obtener una visión más completa de un objeto.
A pesar de los recientes avances realizados con la óptica adaptativa en los telescopios en tierra, los telescopios espaciales son todavía la mejor opción para evitar la borrosidad causada por la atmósfera. La NASA construyó cuatro telescopios en órbita: el Telescopio Espacial Hubble, el Observatorio de Rayos Gamma Compton, el Chandra X-ray Observatory y el telescopio espacial Spitzer. Otros telescopios espaciales, como el Telescopio Espacial James Webb, están siendo planificados y construidos.
Los telescopios espaciales tienen sus inconvenientes. Son mucho más caros de construir y poner en marcha que los observatorios terrestres. Debido a que los observatorios deben ser lanzados al espacio, no pueden ser tan grandes como en tierra. Por último, debido a que los telescopios espaciales permanecen en órbita, su mantenimiento o renovación puede ser difícil o imposible. Cuando finalmente se estropean, lo hacen para siempre. Por ahora, sin embargo, los telescopios espaciales dan a la humanidad la visión más clara del universo.
Telescopio Espacial COBE (1989)
El Explorador del Fondo Cósmico, COBE, fue lanzado en 1989 para estudiar el infrarrojo débil y la radiación microondas del universo primitivo, llamada radiación cósmica de fondo. Los científicos creen que esta radiación es un residuo del Big Bang, la reacción en cadena que formó el universo.
COBE fue enviado a una órbita muy por encima de la atmósfera terrestre, donde se podía ver esta radiación. Tenía tres instrumentos a bordo: uno para observar la radiación infrarroja, otro para hacer un mapa de la radiación de microondas, y uno para medir el espectro de la radiación de fondo cósmica.
COBE utilizaba paneles solares para recoger la luz del sol y obtener energía, y un parasol en forma de embudo, para aprovechar la luz solar para la calefacción de las partes frías del satélite. Además, el hidrógeno líquido ayudaba a mantener fresco el telescopio. COBE tuvo que permanecer extremadamente frío, ya que estaba estudiando la luz infrarroja. A menos que el satélite y su detector pudieran mantenerse en frío, podrían emitir señales de infrarrojos propias que interfirieran con las señales de infrarrojos que estaba tratando de detectar.
Los científicos utilizaron la información recabada por el COBE para crear mapas del cielo de la radiación infrarroja y de microondas. Descubrieron que la radiación cósmica de fondo no es uniforme, sino que parece ser grumosa, un descubrimiento que mostraba las estructuras de las primeras formas de galaxias y cómo comenzó a formarse el universo.
COBE no era muy sensible - sobre todo en comparación con los telescopios espaciales de hoy - pero sí ayudó a confirmar la teoría del Big Bang y proporcionó a los científicos información importante acerca de los orígenes del universo. COBE terminado su misión en 1993.
En 1990, el Telescopio Espacial Hubble, llamado así en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita alrededor de la Tierra.
El telescopio, un reflector con un espejo de 94,5 pulgadas (2.4 metros), estaba lleno de instrumentos para dar a los astrónomos una vista clara del universo en luz visible, infrarroja y ultravioleta. Sin la atmósfera de la Tierra bloqueando su punto de vista, el Hubble ha sido capaz de observar detalles de objetos astronómicos que nunca se habían visto antes.
Era un sueño largamente demorado a punto de hacerse realidad. La NASA había empezado a trabajar en el Hubble, el primer telescopio en el programa de Grandes Observatorios, en 1977. Originalmente se suponía que se lanzaría en 1985. Pero luego de que la lanzadera espacial Challenger explotara en 1986, los vuelos se detuvieron mientras la NASA trataba de averiguar la manera segura de reanudarlos.
El retraso hizo difícil programar cuándo se iba a tener al Hubble en el espacio. Otros vuelos llegaron primero. Las condiciones tenían que ser adecuadas. Pasaron años antes de que el Hubble finalmente volara hacia el espacio en el transbordador espacial Discovery.
Sin embargo, algo estaba mal. El mismo problema que había perseguido a los telescopios durante cientos de años apareció de nuevo: la aberración esférica.
No se suponía que fuera a suceder, pero el espejo primario del Hubble era defectuoso. Su curva estaba mal (era sólo un poco demasiado plana, frente a una profundidad de aproximadamente 50 veces más pequeña que el grosor de un cabello humano). Aunque las imágenes que envió a la Tierra seguían siendo mejor que las imágenes de la mayoría de los observatorios terrestres, no eran de la calidad esperada por los científicos.
Afortunadamente, el Hubble había sido especialmente diseñado con partes intercambiables para que los astronautas pudieran visitarlo para realizar las reparaciones y actualización de los instrumentos del telescopio durante las misiones de mantenimiento. Fue la primera misión de la NASA diseñada para ser visitada y mejorada por los astronautas.
Tres años más tarde, los astronautas fueron al Hubble e instalaron una serie de espejos del tamaño de una moneda frente a los instrumentos originales. Los nuevos espejos corregían los efectos de la forma defectuosa del espejo primario y convertían en fija la visión borrosa. Era como si un par de gafas se hubieran colocado en el telescopio.
A partir de ahí, el Hubble trabajó como se esperaba. Desde entonces, el Hubble ha sido visitado por los astronautas en varias ocasiones. Los astronautas reemplazar las partes que están empezando a estropearse y cambian los instrumentos antiguos por los nuevos. Cada vez que un instrumento es sustituido, esto aumenta el poder científico de Hubble.
El Hubble ha ampliado considerablemente el conocimiento de los astrónomos sobre el universo. Antes del Hubble, las galaxias distantes no eran bien conocidas. Cuestiones tales como la rapidez con que el universo se está expandiendo, y por cuánto tiempo, creaba una gran controversia. Los datos del Hubble han ayudado a los astrónomos a responder a estas y otras preguntas.
Observatorio de Rayos Gamma Compton (CGRO) (1991)
Los rayos gamma provienen de algunos de los objetos más misteriosos y poderosos en el universo: agujero negro, cuásares, supernovas, y estrellas de neutrones, que cruzan a toda velocidad el universo hasta que llegan a la tierra, donde la atmósfera los hacer rebotar como una pared de ladrillo.
Eso es así porque la radiación gamma es muy peligrosa para los seres vivos: rompe las moléculas y causa mutaciones. Pero, por otra parte, los astrónomos en la Tierra no pueden ver o detectar la radiación gamma.
Así, en 1991, la NASA lanzó el Observatorio de Rayos Gamma Compton, CGRO. El Observatorio, nombrado en honor al astrónomo Arthur Holly Compton, pasó 9 años en órbita alrededor de la Tierra.
El CGRO, uno de los observatorios de rayos gamma de la NASA, no se parecía a ningún telescopio normal. Por un lado, no tenía un espejo. En lugar de recoger la luz, detectaba la radiación gamma. Sus cuatro instrumentos observaban indirectamente los destellos de luz visible, llamada centelleos, que se producen cuando los rayos gamma golpean el cristal líquido de los detectores incorporados en los instrumentos. Cada instrumento fue diseñado para estudiar una porción diferente del espectro de rayos gamma. Paneles solares y las baterías hacían funcionar el telescopio.
El CGRO, fue el segundo telescopio en el programa de Grandes Observatorios de la NASA, y se le suponía que sólo viviría de 2 a 5 años, pero sobrevivió a todas las estimaciones. En diciembre de 1999 uno de sus giroscopios se estropeó ( los giroscopios son los dispositivos que ayudan a mantener la posición de los telescopios espaciales).
La NASA estaba preocupada porque sin un segundo giroscopio el telescopio sería difícil de controlar. Aunque el telescopio todavía funcionaba, la NASA decidió sacarlo de la órbita, mientras que todavía lo podría dirigir y lo hizo entrar en la atmósfera en una zona despoblada. El telescopio se rompió y quemó sobre el Océano Pacífico en 2000. Pero dejó un legado, ya que el telescopio ayudó a los astrónomos a determinar que las enormes explosiones repentinas de energía, denominadas "explosiones de rayos gamma", venían de fuera de nuestra galaxia.
Observatorio de Rayos X Chandra (1999)
En 1970, los Estados Unidos envió su primer telescopio de rayos X al espacio. En honor a su lugar de lanzamiento en Kenia, el telescopio fue nombrado Uhuru, en swahili "la libertad". Uhuru pasó tres años explorando el cielo para ver las fuentes de rayos X que nunca podrían haber sido detectadas desde el suelo.
Veintinueve años después, la NASA lanzó el más sofisticado Observatorio de rayos X que había construido: Chandra X-Ray Observatory, el nombre del físico ganador del premio Nobel Subrahmanyan Chandrasekhar.
El Chandra se sitúa 200 veces más alto que el Telescopio Espacial Hubble, en un elíptica, órbita de forma ovalada, Fue capaz de detectar fuentes de rayos X 20 veces menores de las previamente captadas por un telescopio de rayos X y pudo utilizarse para estudiar los objetos que emite rayos-X, como agujeros negros, supernovas y la materia oscura.
El Chandra capta los rayos X con espejos en forma de barril al contrario que en un telescopio que estudia la luz visible.
Los rayos X tienen tanta energía que penetran en un espejo cuando lo golpean. Chandra tiene cuatro pares de espejos, cada uno ubicado dentro de otro, que debieron ser cuidadosamente diseñados y alineados de manera que en el interno, que refleja los rayos-X, sus superficies son casi paralelas. Debido a la forma en que los espejos están colocados, los rayos X rebotan en ellos, igual que una piedra salta sobre la superficie lisa de un lago, y luego se dirige hacia la detectores, que registran su posición y energía.
El Chandra tiene cuatro instrumentos científicos. Dos proporcionan información sobre la posición, la energía y el tiempo de llegada de los rayos X, Los otros proporcionam información más detallada acerca de la energía de los rayos X. El telescopio es alimentado por paneles solares.
El Chandra celebró su quinto aniversario en 2004. Durante su tiempo en órbita, aumentó nuestra comprensión de los agujeros negro, las supernovas, y la colisión de galaxias. Su misión se espera que dure otros 10 años.
Telescopio espacial Spitzer (2003)
El telescopio espacial Spitzer ocupó su lugar en el cosmos en 2003. Pasará de 2 años y medio a 5 años estudiando la luz infrarroja. Aunque los telescopios en la cima de las montañas pueden estudiar algunas longitudes de onda de infrarrojos, la mayoría de la radiación infrarroja es absorbida por la atmósfera de la Tierra.
El Spitzer recibe una visión mucho más clara de las longitudes de onda de luz infrarroja que pueden ser estudiadas desde la Tierra, y permite examinar las longitudes de onda infrarrojas que son bloqueadas por la atmósfera de la Tierra.
Spitzer es el nombre del astrofísico Lyman Spitzer, Jr., quien fue el primero en proponer poner un telescopio en el espacio. El telescopio es muy singular y es el último de los cuatro telescopios en el programa de Grandes Observatorios de la NASA. En los estudios de luz infrarroja, que percibimos como calor, hay que tener mucho frío para evitar que el propio calor interfiera en la detección de radiación infrarroja procedente del espacio. Deben, por tanto, estar muy bien aislados y protegidos del calor. El Spitzer tiene un tanque de helio líquido que ayuda a mantener los instrumentos científicos a 1,4 grados Kelvin. Eso es muy cercano a 0 grados Kelvin, o "cero absoluto", la temperatura más baja posible.
La necesidad de mantener al Spitzer extremadamente frío también afecta a su ubicación. A diferencia de otros telescopios espaciales, el Spitzer no está en una órbita caliente de la Tierra. Por el contrario, va a la zaga de la Tierra en su gira alrededor del Sol, en un lugar donde la temperatura es de sólo 35 ° Kelvin. Esto ayuda a que el telescopio permanezca frío, naturalmente, y significa que no necesita llevar una gran cantidad de líquido refrigerante. El protector solar del telescopio ayuda a proteger aún más del calor del sol. El telescopio opera alrededor de 5,5 ° Kelvin. Cuando, finalmente, el helio líquido se consuma, la misión del telescopio llegará a su fin.
El Spitzer es un telescopio reflector. Tiene un espejo de berilio, un metal ligero que soporta bien el frío, de 33,5 pulgadas (.85 metros). El telescopio tiene tres instrumentos científicos a bordo. Uno de ellos es una cámara que registra una amplia gama de radiación infrarroja. Otro es un espectrógrafo para los estudios de la composición de los objetos cósmicos, como estrellas y agujeros negros. El tercer instrumento recoge imágenes e información adecuada para el estudio de la distribución de polvo cósmico, y el futuro y formación de estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
Telescopio Espacial Webb (2013)
El Telescopio Espacial James Webb, será lanzado en 2013.
El Webb, como el telescopio espacial Spitzer, intentará ver el universo en longitudes de onda que no puede ser vistas por el ojo humano. El Webb observará la luz infrarroja. Los objetos que no son del todo lo suficientemente calientes como para brillar con la luz visible, brillan con luz infrarroja. La luz infrarroja penetra también en capas de polvo que pueden ocultar objetos en el espacio, lo que permitirá al Webb ver objetos que normalmente se ocultan a la vista.
La astronomía infrarroja es importante porque la luz de los objetos más distantes en el espacio es también la luz que comenzó a viajar miles de millones de años atrás. Debido a que el universo se expande, la luz visible se estira a medida que viaja por el espacio, convirtiéndose en la luz infrarroja.
La atmósfera de la Tierra bloquea la luz infrarroja que proviene del espacio. Además, las fuentes de luz infrarroja de la Tierra interfieren con las observaciones. Estos factores hacen que sea difícil de hacer astronomía de rayos infrarrojos en nuestro planeta. Algunos telescopios de infrarrojos se colocan en las cimas de las montañas, donde la atmósfera es delgada, pero uno de los mejores lugares para hacer astronomía de infrarrojos es el espacio.
El Webb está en una órbita en un punto cuatro veces más lejos de la Tierra que la Luna, a cerca de 940.000 millas (1,5 millones de km) de la Tierra, en un lugar llamado el Segundo Punto de Lagrange, o L2. Ahí, la gravedad de la Tierra hace que el Webbse pueda "mantener" con la Tierra en su camino alrededor del sol. Sólo en el punto L2 están el Sol y la Tierra en el mismo lado del parasol del Webb, protegiendolo casi totalmente de su luz y calor.
El espejo primario del Webb es 60 veces mayor que el espejo del Spitzer y siete veces mayor que el del Hubble. Cuanto más grande es el espejo, más luz puede recoger, por lo que el Webb será capaz de ver hasta 200 millones de años después del Big Bang, cuando las primeras estrellas y galaxias comenzaron a formarse. Con el Hubble, que ve sobre todo en luz visible y cuenta con el mayor espejo de la actualidad en el espacio, podemos ver de unos 800 millones de años después del Big Bang.
Los ingenieros y los científicos del Webb están obteniendo un gran espejo mediante la construcción de 18 segmentos hexagonales, y luego lo doblaran en el interior del cohete que lanzarán al espacio. Una vez que el telescopio esté en el espacio, los controladores en tierra le enviarán un mensaje ordenando al espejo a desplegarse, como una mariposa abre sus alas.
El espejo único del Webb está hecho de un material llamado berilio. El berilio es ligero y cambia de forma mucho menos y más predeciblemente que el vidrio, y esto lo hará en frío, porque el telescopio Webb se enfrentará a una temperatura de -388 grados Fahrenheit (-233 grados Celsius). Cada segmento está también recubierto con una capa muy delgada de oro de 24 quilates, que refleja la luz roja e infrarroja excepcionalmente bien.
Las heladas temperaturas de Webb son deliberadas. Los telescopios de infrarrojos deben mantenerse muy fríos para que el calor de sus propios recursos o los objetos cercanos no oculten la radiación infrarroja lejana que están tratando de detectar. Un parasol del tamaño de una cancha de tenis protegerá el telescopio de la luz emitida por el Sol o reflejada por la Tierra y la Luna.
El telescopio Webb ve en el infrarrojo como el Hubble ve en la luz visible. Se examinarán las galaxias jóvenes y la explosión de estrellas en el universo temprano, los discos de polvo alrededor de estrellas que podrían estar formando planetas, y mucho más. Mediante el uso del Webb se podrá ver el desarrollo de los inicios del universo. Los astrónomos esperan entender mejor cómo las estrellas, los planetas y las galaxias y llegaron a ser. El Telescopio Espacial James Webb representa otro paso en la eterna búsqueda de los astrónomos para ver más profundamente en el espacio.

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