III. LOS TELESCOPIOS ASTRON�MICOS

Los telescopios astron�micos pueden ser de varios tipos, seg�n que sus elementos �pticos sean reflectores o refractores. Como ya se vio, el primer telescopio fue refractor, pero con el gran inconveniente de su gran aberraci�n crom�tica. En un principio se trat� de solucionar el problema usando relaciones focales muy grandes, algunas veces superiores a 100. Esta relaci�n focal f/# est� definida como el cociente de la distancia focal f del objetivo entre el di�metro D del mismo, como sigue:

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Las grandes relaciones focales disminu�an grandemente el efecto de las aberraciones y produc�an una imagen muy amplificada, pero a cambio de ello el telescopio era muy inestable, inc�modo y, sobre todo, muy poco luminoso. Emp�ricamente, se encontr� que la relaci�n focal de una lente simple cuya aberraci�n crom�tica no es objetable, debe ser superior a:

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donde el di�metro D de la abertura est� dado en cent�metros. Johannes Hevelius construy� telescopios con relaciones focales superiores a f /l 00.

�stas fueron las motivaciones que llevaron a la invenci�n del telescopio reflector. Desafortunadamente, el telescopio reflector tambi�n ten�a sus propios problemas. Una superficie reflectora requiere ser tallada con mucha mayor precisi�n que una refractora, y encima de ello generalmente tiene que ser una c�nica de revoluci�n, es decir, un paraboloide, elipsoide o hiperboloide, la cual es mucho m�s dif�cil de tallar y probar que una esf�rica. Otro problema de los primeros telescopios reflectores es que como no se conoc�an los m�todos para metalizar una superficie de vidrio, se hac�an de metal, haciendo la superficie �ptica f�cilmente deformable con el calor. La superficie reflectora, adem�s, se oxidaba con suma facilidad.

Al descubrirse el objetivo acrom�tico, la superioridad del telescopio refractor fue indudable, por lo que casi quedaron olvidados los reflectores. Con el desarrollo de los m�todos para el metalizado de vidrio, de vidrios que no se deforman con los cambios de temperatura, y de las t�cnicas para el tallado y prueba de superficies �pticas, los telescopios reflectores volvieron a tener gran popularidad sobre los refractores. A continuaci�n se describir� la historia de estos dos tipos de telescopios.

LOS TELESCOPIOS REFRACTORES

Los telescopios refractores no progresaron mucho ni fueron muy populares despu�s de la invenci�n del telescopio reflector, debido a las grandes aberraciones que ten�an, sobre todo las crom�ticas. Es bien conocido el hecho de que Newton fue el primero que explor� la posibilidad de construir una lente acrom�tica con dos lentes, una positiva y otra negativa, que tuvieran aberraciones opuestas. Desafortunadamente, Newton trat� mediante un experimento verificar si el poder crom�tico dispersor de una substancia siempre era directamente proporcional al poder refractivo o �ndice de refracci�n, habiendo llegado al resultado de que s� era �ste el caso. Esto lo hizo aumentando el indice de refracci�n del agua hasta igualarlo con el del vidrio, mediante la adici�n de un compuesto de plomo. La conclusi�n err�nea fue que en todas las substancias el poder crom�tico dispersor era directamente proporcional al poder refractivo, por lo que era imposible construir una lente acrom�tica. Este error en un investigador de la importancia de Newton hizo que la invenci�n del telescopio acrom�tico se retrasara m�s de tres cuartos de siglo. Robert Hooke nunca estuvo de acuerdo con la conclusi�n de Newton, y lleg� a proponer la construcci�n de una lente acrom�tica a base de vidrios y l�quidos, pero nunca puso la idea en pr�ctica.

El primer telescopio acrom�tico fue probablemente dise�ado por Chester Moor Hall en Essex en 1729 y construido por George Bast en Londres en 1733, con una abertura de alrededor de cinco cent�metros. Esta invenci�n no tuvo mucha influencia, hasta que fue de nuevo tra�da a la luz y patentada por John Dollond en 1758 en Inglaterra. Es interesante saber que Dollond estaba de acuerdo con Newton sobre la imposibilidad de construir un objetivo acrom�tico, pero cambi� de idea. Sus �ltimos a�os los dedic�, junto con su hijo Peter Dollond, a perfeccionar estos objetivos, que fueron bautizados con el nombre de acrom�ticos por el astr�nomo aficionado John Bevis.

El principal obst�culo en el desarrollo de los objetivos acrom�ticos era el conseguir vidrio �ptico lo suficientemente claro y homog�neo como ahora lo tenemos. Un artesano suizo llamado Pierre Louis Guinand, en 1784, al interesarse en construir telescopios y ver que la limitaci�n principal era el vidrio �ptico, se propuso investigar c�mo producirlo. Despu�s de una gran actividad a lo largo de muchos a�os, logr� producir discos de vidrio �ptico de calidad aceptable, con un di�metro hasta de 30 cm. Se ha dicho con justicia que Guinand es el fundador de la industria del vidrio �ptico en el mundo.

En sus �ltimos a�os Guinand uni� sus esfuerzos con los de Joseph von Fraunhofer, considerado el padre de la astrof�sica, a quien le transmiti� todos sus conocimientos. Fraunhofer logr� adem�s construir y dise�ar un doblete acrom�tico razonablemente corregido por aberraciones, como el que se muestra en la figura 15.

 

Figura 15. Objetivo acrom�tico de Fraunhofer.

Con el fin de corregir con mayor perfecci�n la aberraci�n crom�tica, adem�s de otras aberraciones, se dise�� una gran variedad de configuraciones �pticas.

Alrededor de 1850, Alvan Clark, pintor de retratos, tuvo enorme popularidad por su tremenda habilidad para tallar y figurar lentes con gran precisi�n. En sociedad con sus dos hijos estableci� una empresa que muy pronto adquiri� considerable reputaci�n por la gran calidad de sus objetivos de telescopio. Uno de sus trabajos m�s conocidos es el del telescopio refractor de 65 cm de di�metro para el Observatorio Naval de los Estados Unidos en Washington.

El objetivo de este telescopio se construy� con la forma de una lente positiva equiconvexa y una lente negativa c�ncavo-convexa, separadas por una peque�a distancia, como se muestra en la figura 16(a). Tanto la aberraci�n de esfericidad como la crom�tica est�n muy bien corregidas en este sistema.

Un objetivo muy usado a principios de este siglo es el llamado doblete astrogr�fico que se muestra en la figura 16(b). Es una variaci�n de la llamada lente de Pezval, que tiene las siguientes dos propiedades muy importantes: a) El sistema es muy compacto, pues su distancia focal efectiva es mayor que la distancia de la lente frontal al foco; b) La superficie focal es plana, pues la curvatura de campo est� corregida.

 

Figura 16. Algunos objetivos refractores de telescopio. (a) Objetivo de Clark. (b) Objetivo astrogr�fico. (c) Triplete de Cooke. (d) Objetivo de Ross. (e) Objetivo fotovisual.

El triplete Cooke fue dise�ado al final del siglo pasado por Dennis Taylor para la compa��a T. Cooke and Sons. Desde el punto de vista del dise�o, este objetivo es sumamente importante, pues posee justamente el n�mero de lentes y separaciones necesarias para corregir todas las aberraciones, para un campo y abertura moderados (Figura 16[c]).

La lente de Ross, que se muestra en la figura 16(d), tiene una excelente correcci�n de las principales aberraciones en un campo muy amplio, de m�s de 20 grados con relaciones focales tan bajas como f / 5. El observatorio de Lick, en Monte Hamilton, California, tiene una lente tipo Ross de 50 cent�metros de abertura con una relaci�n focal f /7, y un campo de 20 grados.

Otro objetivo con cierta popularidad es el llamado fotovisual, que se muestra en la figura 16(e).

LOS TELESCOPIOS REFLECTORES

El telescopio reflector fue considerado una posibilidad por gran n�mero de investigadores del siglo XVII, entre otros por Zucchi, Cavalieri, Mersenne y Descartes, pero ninguno de ellos puso sus ideas en pr�ctica. En 1663, James Gregory, famoso matem�tico escoc�s, public� un libro titulado Optica promota, en el cual describi� el elegante sistema que se muestra en la figura 17(a), donde la luz se refleja en un espejo elipsoidal, para llegar al ocular a trav�s de una perforaci�n en el espejo primario parab�lico. Este sistema, sin embargo, no tuvo ning�n �xito debido a las dificultades para tallar estas superficies con la precisi�n requerida. Gregory visit� Londres en 1663, donde Collins le puso en contacto con Richard Reive, el fabricante de instrumentos m�s importante en la capital, quien intent� construir los espejos, pero fracas�.

 

 

 

 

Figura 17. Algunos objetivos reflectores de telescopio. (a) Gregoriano. (b) Newtoniano. (c) Herscheliano. (d) De Cassegrain.

La ventaja de este sistema es que la imagen se observa erecta. El principal problema de este dise�o es que las superficies eran sumamente dif�ciles de construir. Robert Hooke fue el primero que logr� en 1974 construir un telescopio gregoriano, pero sin resultados muy exitosos. La superficie ideal para el espejo primario es la de un hiperboloide de revoluci�n, y la del secundario es la de un elipsoide, tambi�n con simetr�a de revoluci�n.

El siguiente intento de lograr un telescopio reflector fue el de Sir Isaac Newton (1645-1727), quien en mayo de 1672 escribi�: "La Optica promota del se�or Gregory acaba de caer en mis manos... y tuve as� la ocasi�n de considerar ese tipo de construcciones." Newton consideraba que el telescopio reflector era la �nica alternativa razonable para evitar la aberraci�n crom�tica de las lentes, pues escribi�:

Cuando comprend� esto, abandon� mis anteriores trabajos sobre cristal; porque vi que la perfecci�n de los telescopios estaba hasta la fecha limitada no tanto por el logro de cristales exactamente configurados de acuerdo con las prescripciones de los autores de �ptica (lo cual todos han conseguido m�s o menos hasta ahora) sino porque esa luz es en s� misma una mezcla heterog�nea de rayos diferentemente refrangibles. As� pues, por muy exactamente configurados que fueran los cristales para reunir todo tipo de rayos en un solo punto, no pod�an lograrlo plenamente, puesto que aun teniendo la misma incidencia sobre el mismo medio estaban sujetos a sufrir distintas refracciones. Ni, pens�, tras comprobar lo grande que era la diferencia de refrangibilidad, podr�an llegar los telescopios a una perfecci�n superior a la que tienen ahora.

El telescopio construido por Newton ten�a una amplificaci�n aproximadamente de 40 y la configuraci�n que se ilustra en la figura 17(b). El espejo era met�lico, de una aleaci�n conocida entonces como metal de campana y que constaba de seis partes de cobre y dos de esta�o. Newton propuso que el espejo tuviera configuraci�n esf�rica, aunque ya sab�a que lo ideal era un paraboloide de revoluci�n. La raz�n era de tipo pr�ctico, pues una buena superficie �ptica era muy dif�cil de construir y de probar. Newton s�lo construy� dos peque�os telescopios reflectores, que se asemejaban m�s a un juguete por su gran cantidad de imperfecciones �pticas.

La noticia sobre el telescopio construido por Newton corri� r�pidamente entre los cient�ficos de la �poca, y no pas� mucho tiempo sin que los rumores llegaran a los miembros de la Royal Society, que err�neamente consideraron que Newton era el inventor. Pero con justicia, a pesar de no ser el inventor, hay que concederle a Newton el m�rito de un logro t�cnico muy importante. Bajo presi�n de sus colegas, Newton le prest� su telescopio a Barrow, quien lo llev� orgullosamente a Londres a finales de 1671, donde caus� aut�ntica sensaci�n. Newton present� su telescopio a la Royal Society al ser elegido como fellow en 1672.

Despu�s de Newton, varios investigadores, entre otros Robert Hooke, construyeron telescopios reflectores, pero el primer telescopio reflector digno de tal nombre, por su alto grado de perfecci�n, fue construido por John Hadley en 1722. Con este telescopio fue posible medir el di�metro angular de Venus. Bajo el liderazgo de Hadley se logr� un gran avance en las t�cnicas para el pulido de los espejos met�licos. Como la relaci�n focal del telescopio de Hadley era grande (f /1O), no fue necesario darle forma parab�lica al espejo, sino que fue suficiente con una forma esf�rica. Con este telescopio se efectuaron observaciones que desembocaron en descubrimientos astron�micos tales como la divisi�n y sombra de los anillos de Saturno, la sombra proyectada sobre J�piter por sus sat�lites y muchos otros.

Este tipo de telescopio es muy popular ahora entre los aficionados a la astronom�a, por ser uno de los m�s f�ciles de construir, como veremos m�s adelante en este libro. El espejo del telescopio reflector newtoniano tiene una distancia focal f igual a la mitad del radio de curvatura r del espejo, por lo que podemos escribir:

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Adem�s del telescopio newtoniano, existen otras configuraciones. El telescopio inventado por Sir William Herschel en 1782 est� formado por un paraboloide fuera de eje, como se muestra en la figura 17(c). Se propuso como alternativa para substituir al de Newton, eliminando la necesidad del peque�o espejo diagonal, lo cual era muy bueno dada la dificultad de metalizar el vidrio o de pulir el metal. Cada espejo introduc�a un m�nimo de 40% de p�rdidas luminosas, adem�s de las aberraciones debidas a las imperfecciones del espejo. Herschel construy� un telescopio con 12.19 m de distancia focal. Con sus telescopios, Herschel logr� avances muy importantes tanto en astronom�a como en tecnolog�a de telescopios. Modernamente esta configuraci�n ya no se usa debido a la dificultad para obtener buenas paraboloides fuera de eje, y a la incomodidad de la posici�n de observaci�n.

La configuraci�n que se muestra en la figura 17(d) fue inventada por Guillaume Cassegrain, escultor al servicio de Luis XIV, en Francia, en 1672. Cassegrain propuso que los espejos fueran esf�ricos, por lo que fue injustamente criticado por Newton, cuando �l mismo hab�a usado un espejo esf�rico en su telescopio.

En 1861, William Lasell construy� en Malta dos de los mayores telescopios reflectores con espejo met�lico, con configuraci�n newtoniana. Uno de ellos ten�a un di�metro de 60 cent�metros, y con �l descubri� el sat�lite Trit�n de Neptuno. El segundo telescopio ten�a un di�metro de 120 cent�metros e inclu�a la innovaci�n de tener montura ecuatorial, como se describe en la secci�n para monturas en este libro.

El siguiente telescopio reflector en construirse fue el llamado "gran telescopio de Melbourne", en Sydney, Australia. De acuerdo con la Royal Society y la British Association, se planeaba construir un telescopio de gran potencia �ptica, para lo cual se nombr� un comit� formado por Lassell, Airy, Adams, Lord Rosse, Nasmyth, John Herschel y todo el Consejo de la Royal Society. Despu�s de detallados estudios, se decidi� construir un telescopio tipo Cassegrain con espejos met�licos, con di�metro de 120 cent�metros. Por lo dif�cil que se ve�a el proyecto, Lassell ofreci� regalar su telescopio de 60 cent�metros, pero no se lo aceptaron por peque�o. Entonces ofreci� su telescopio de 120 cent�metros, pero tampoco lo aceptaron por grande e inc�modo.

El telescopio se construy�, con un costo muy elevado, pero el resultado fue una imagen p�sima. La principal causa del fracaso fue no haber hecho los espejos de vidrio y luego metalizarlos con el proceso qu�mico reci�n descubierto por Leon Foucault en Francia. Se consider� esta posibilidad, pero luego se descart� por considerarla muy nueva para ser confiable. El fracaso, que se conoce como la "gran calamidad de Melbourne", fue tan grande que desalent� por completo la construcci�n de m�s telescopios reflectores, y a partir de entonces por muchos a�os se le dio preferencia a la construcci�n de los telescopios refractores.

Despu�s de muchos a�os y con m�s confianza en las t�cnicas que Jean Bernard Leon Foucault desarroll�, una para depositar plata sobre el vidrio, y otra a�n muy usada y conocida para determinar la calidad de una superficie �ptica, los telescopios reflectores se hicieron mucho m�s populares que los refractores. Los telescopios astron�micos modernos son ahora casi todos de este tipo.

LOS ESPEJOS C�NICOS

Figura 18. Secciones c�nicas

Es frecuente en los sistemas �pticos, sobre todo en los telescopios, que la superficie esf�rica tenga que ser sustituida por una c�nica de revoluci�n con el fin de eliminar las aberraciones, sobre todo la de esfericidad. Una superficie c�nica de revoluci�n es aquella que se obtiene rotando una curva c�nica alrededor de uno de sus ejes de simetr�a. Estas curvas, que fueron estudiadas por Descartes, se denominan c�nicas porque se obtienen haciendo cortes a un cono, como se ilustra en la figura 18. La geometr�a anal�tica se encarga de estudiar con detalle las propiedades de estas curvas, y cada una de ellas se representa por una ecuaci�n caracter�stica. Por razones sencillas de comprender, en �ptica conviene expresar estas curvas por una sola ecuaci�n general, en la que est�n contenidas todas las c�nicas, las cuales se pueden obtener simplemente cambiando un par�metro que representaremos por K. Este par�metro est� relacionado con la llamada excentricidad e, que se estudia en la geometr�a anal�tica por medio de la relaci�n: K = — e². Esta ecuaci�n que representa una superficie �ptica es:

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donde c es la curvatura cerca del origen, la cual es el inverso del radio de curvatura (c = 1 / r). S es la distancia del eje �ptico a un punto sobre la superficie, y z es la sagita de la superficie. La constante K, a la que llamamos constante de conicidad, es entonces la que determina el tipo de superficie, seg�n el siguiente cuadro:

CUADRO 6. Tipo de superficie, seg�n la constante de conicidad

Hiperboloide	K < — 1
Paraboloide	K = — 1
Esferoide prolato o elipsoide	— 1 < K < 0
(Elipse rotada sobre su eje mayor)
Esfera	K = 0
Esferoide oblato	K > 0
(Elipse rotada sobre su eje menor)

La figura 19(a) muestra los perfiles de estas superficies, todas ellas con el mismo radio de curvatura en el v�rtice. Aqu� conviene dar una definici�n muy usada, que nos dice que una esfera es osculadora a una superficie c�nica cuando la esfera y la superficie tienen la misma curvatura o radio de curvatura en el v�rtice. El t�rmino osculador viene del lat�n "�sculo", que significa beso. Como ejemplo, en la figura 19(b), la esfera que est� sobre el paraboloide es osculadora a �l porque tienen el mismo radio de curvatura en las cercan�as del v�rtice. En cambio, la esfera que est� debajo de �l no lo es. Esta esfera que est� debajo toca al paraboloide en el v�rtice y en la periferia, pero no tiene el mismo radio de curvatura. En cambio, est� mucho m�s cercana al paraboloide, por lo que recibe frecuentemente el nombre de esfera m�s cercana.

 

 

Figura 19. Perfiles de las superficies c�nicas. (a) Familia de c�nicas con el mismo radio de curvatura, pero diferente constante de conicidad. (b) Par�bola con su esfera osculadora y su esfera m�s cercana.

Un espejo esf�rico estar� libre de aberraci�n de esfericidad s�lo si el objeto se coloca cerca de su centro de curvatura, en cuyo caso la imagen estar� tambi�n ah�.

Si el objeto est� al infinito, como en el caso de los objetos que se observan con un telescopio, la imagen estar� desprovista de aberraci�n de esfericidad s�lo si el espejo tiene la forma de un paraboloide, como se muestra en la figura 20(a). Por esta raz�n el espejo de un telescopio newtoniano idealmente debe tener esta forma.

Por desgracia, aunque un espejo parab�lico est� desprovisto de aberraci�n de esfericidad, tiene en cambio una coma muy grande, cuya magnitud est� dada por

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donde la coma_s se mide en la direcci�n sagital, como se muestra en la figura 7(a), y est� expresada en segundos de arco. La variable h representa la distancia de la imagen de la estrella al eje �ptico en grados. Debido a esto es conveniente que un telescopio tenga una relaci�n focal grande.

Un paraboloide convexo forma una imagen virtual sin aberraci�n de esfericidad de un objeto al infinito, como se muestra en la figura 20(b).

Si el objeto y la imagen est�n en diferentes posiciones, pero a distancias finitas, los espejos que pueden producir im�genes sin aberraci�n de esfericidad tendr�n forma elipsoidal o hiperboloidal, seg�n el tipo de objeto o imagen, como se ve en las figuras 20(c) a 20(f).

Figura 20. Im�genes libres de aberraci�n de esfericidad en espejos c�nicos: (a) Espejo parab�lico c�ncavo, con objeto al infinito e imagen real. (b) Espejo parab�lico convexo, con objeto al infinito e imagen virtual. (c) Espejo elipsoidal c�ncavo, con objeto en uno de los focos e imagen real en el otro foco. (d) Espejo elipsoidal convexo, con objeto virtual en uno de los focos e imagen virtual en el otro. (e) Espejo hiperb�lico c�ncavo, con objeto en uno de los focos e imagen virtual en el otro. (f) Espejo hiperb�lico convexo, con objeto en uno de los focos e imagen virtual en el otro.

C�LCULO DE UN TELESCOPIO CASSEGRAIN

El moderno telescopio Cassegrain est� formado por dos espejos, el primero paraboloidal y el secundario hiperboloidal. Esta forma de los espejos tiene el prop�sito de eliminar la aberraci�n de esfericidad en ambos espejos. Esta forma de los espejos no s�lo evita la aberraci�n de esfericidad en el foco secundario o Cassegrain, sino tambi�n en el foco primario. Por lo tanto, si se desea menor amplificaci�n a cambio de mayor luminosidad, es posible quitar el espejo secundario y usar s�lo el primario.

A fin de entender cabalmente c�mo funciona un telescopio Cassegrain, es necesario explicar lo que es la distancia focal efectiva de un sistema �ptico. Si el sistema �ptico es una sola lente o doblete, como en el caso de los telescopios de Galileo y de Kepler, la distancia focal es la distancia de la lente al foco. Sin embargo, si el sistema est� formado por dos lentes, o espejos separados entre s�, la distancia focal efectiva del sistema es la de una lente delgada equivalente, con la misma abertura de entrada, que produzca un haz refractado convergente, con el mismo �ngulo que el producido por el sistema de dos elementos. As�, en la posici�n donde estar�a esta lente delgada equivalente, se encuentra el llamado plano principal, que se ilustra en la figura 21(a). Usando esta definici�n, para un sistema de dos lentes o espejos separados por una distancia d se puede demostrar que su distancia focal efectiva est� dada por:

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Un telescopio Cassegrain tiene una distancia focal efectiva F, cuya magnitud se ilustra en la figura 21(a), mucho menor que la separaci�n entre los espejos, por lo que el telescopio es muy compacto. T�picamente tiene una distancia focal efectiva tres o cuatro veces mayor que la longitud del telescopio, en contraste con el newtoniano, donde la distancia focal es justamente la longitud del tubo. A fin de hacer el c�lculo de un telescopio de este tipo, definiremos ahora las siguientes cantidades, algunas de ellas marcadas en la figura 21(b).

D₁= Di�metro del espejo primario.

D₂ = Di�metro del espejo secundario, con un campo de di�metro I en el foco Cassegrain.

D₂ = Distancia focal efectiva del sistema.

F = Distancia focal efectiva del sistema.

f₁ = Distancia focal del espejo primario.

f ₂ = Distancia focal del espejo secundario.

d₂ = Di�metro del espejo secundario cuando I = 0.

I = Di�metro del campo en el plano Cassegrain.

l = Separaci�n entre los espejos.

S = Distancia del v�rtice del espejo primario al foco Cassegrain.

r₁ = Radio de curvatura del espejo primario.

r₂ = Radio de curvatura de espejo secundario.

Figura 21. Telescopio Cassegrain. (a) Distancia focal efectiva. (b) Algunos par�metros importantes. (c) Blindajes de luz. (d) Esquema de un telescopio Coude-Cassegrain.

El dise�o de un telescopio Cassegrain se inicia, en primer lugar, definiendo valores para los par�metros D₁, F, f₁, S, I. Entonces, los radios de curvatura se encuentran con las relaciones:

r1 = - 2 f1

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r2 = 2 f2

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La separaci�n entre los espejos est� dada por:

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El di�metro del espejo secundario con una imagen puntual, es decir, con un campo muy peque�o, est� dado por:

d2 = (f1 - l)

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y el di�metro con una imagen de diametro I en el foco secundario est� dada por:

D2 = d2 + I

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La distancia focal del espejo secundario se calcula con la f�rmula:

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Las constantes de conicidad de los espejos de un telescopio Cassegrain son iguales a -l para el espejo primario, puesto que es un paraboloide, e igual a K₂ para el espejo secundario, seg�n la f�rmula:

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En el telescopio Cassegrain puede llegar luz al plano focal secundario o al ocular directamente, sin reflejarse antes en los espejos primarios y secundarios. Esto reducir� notablemente el contraste de la imagen, pero el problema se puede evitar mediante unos tubos que act�an como blindajes de la luz, como se muestra en la figura 21(c).

VARIANTES DEL TELESCOPIO CASSEGRAIN

Una modificaci�n muy interesante del telescopio Cassegrain, ahora muy com�n en los observatorios astron�micos contempor�neos, es el telescopio Ritchey-Chr�tien, cuyo dise�o fue sugerido por el franc�s Henri M. Chr�tien, y fabricado por George W. Ritchey en el observatorio de Monte Wilson en 1922. En este telescopio los dos espejos son hiperboloidales, y no como en el Cassegrain, donde el primario es paraboloidal. De esta manera, ambos espejos tienen aberraci�n de esfericidad, pero de valor opuesto, de tal manera que el valor final sea cero. Esto es con el prop�sito de poder corregir no solamente la aberraci�n de esfericidad, sino tambi�n la coma. A cambio de esto, se elimina la posibilidad de usar el espejo primario sin el secundario, pues la aberraci�n de esfericidad est� corregida en el sistema total, pero no en cada uno de los espejos individualmente.

Las constantes de conicidad de los espejos de un telescopio Ritchey-Chr�tien est�n dadas por:

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para el espejo primario, y por

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para el espejo secundario.

El llamado telescopio de Dall-Kirkham tiene tambi�n la configuraci�n Cassegrain b�sica, donde se han modificado tambi�n las constantes de conicidad de los espejos, pero con el prop�sito justamente opuesto al de Ritchey-Chr�tien. Este telescopio tiene un espejo secundario esf�rico y un espejo primario elipsoidal, con una aberraci�n de esfericidad opuesta a la del secundario. La motivaci�n de su dise�o fue facilitar la construcci�n del espejo secundario, sacrificando la calidad de la imagen, pues aunque la aberraci�n de esfericidad est� corregida, la coma aumenta notablemente. Por esta raz�n, este telescopio nunca es usado por profesionales.

Otra configuraci�n interesante es la llamada de Coud�, que en realidad es una variante del Cassegrain. La relaci�n focal de este telescopio es muy grande, a fin de que, mediante una combinaci�n de espejos planos, el foco se pueda llevar a un lugar estacionario y f�cilmente accesible por el observador. Como se muestra en la figura 21(d), en esta configuraci�n el haz luminoso, por medio de los espejos planos, recorre una trayectoria a lo largo del eje polar, con la cual el punto de observaci�n permanece en un lugar fijo, independientemente de la direcci�n en la que apunte el telescopio. Esto sin duda lo comprender� el lector con mayor facilidad despu�s de leer m�s adelante la secci�n sobre monturas.

LOS TELESCOPIOS CATADI�PTRICOS

Un sistema catadi�ptrico es aquel que tiene como elementos �pticos tanto lentes como espejos. Hay varios ejemplos de telescopios de este tipo, pero los m�s importantes son los de Schmidt, Schmidt-Cassegrain, Maksutov y Maksutov-Cassegrain.

El sistema �ptico de Schmidt, m�s que telescopio, es en realidad una c�mara fotogr�fica cuya relaci�n focal es muy corta (f /4 o menor). Esta relaci�n focal corta le da un gran campo donde es necesario que tenga corregidas sus aberraciones. Este sistema es uno de los m�s sencillos y efectivos que se han dise�ado y construido hasta la fecha. Fue inventado en 1932 por Bernhard Schmidt, del observatorio de Hamburgo en Bergedorf, Alemania. La vida de Schmidt es tan interesante como el sistema que invent�. Naci� en la isla de Nargen, Estonia, en 1879. Cuando a�n era ni�o hizo una lente convergente con el fondo de una botella, tall�ndola con arena muy fina contra el fondo de una salsera. Tambi�n en su ni�ez fabric� p�lvora, la cual introdujo en un tubo de metal. Un domingo en la ma�ana, mientras su familia fue a la iglesia, Schmidt le aplic� fuego a su arma, la que explot� con tal violencia que le arranc� el brazo derecho. Schmidt estudi� ingenier�a en el Instituto de Ingenier�a de Gothenburg. �l mismo se sostuvo econ�micamente sus estudios haciendo espejos para telescopios de aficionados. En 1905 hizo su espejo m�s grande, de 40 cm de di�metro y relaci�n f /2.26, para el Observatorio Astrof�sico de Potsdam. Este trabajo lo llev� a cabo en tan s�lo tres meses, sin ayuda, usando herramientas muy sencillas y con tan s�lo la mano izquierda. Schmidt era tan individualista e independiente que nunca acept� empleos de tiempo completo. Fue en 1926 cuando acept� vivir en el Observatorio Hamburgo y participar all� en el trabajo con libertad absoluta. Fue aqu� donde invent� su c�mara.

La c�mara Schmidt est� formada por un espejo c�ncavo de forma esf�rica, que tiene una placa correctora esf�rica muy delgada en su centro de curvatura. El principio de funcionamiento se puede explicar por medio de la figura 22(a). Si se coloca un diafragma circular o pupila en el centro de curvatura de un espejo esf�rico c�ncavo, la imagen formada por un haz de rayos paralelos emitidos por un objeto puntual al infinito ser� id�ntica para cualquier direcci�n. La raz�n de esto es que el sistema completo tiene simetr�a alrededor del centro de curvatura. Debido a esta simetr�a, el sistema no tiene coma, ni astigmatismo ni distorsi�n. Como no hay aberraciones crom�ticas, las �nicas aberraciones que quedan son la de esfericidad y la curvatura de campo. La aberraci�n de esfericidad se puede eliminar sin perder la simetr�a sobre el centro de curvatura si se coloca una placa esf�rica muy delgada, con la forma adecuada, sobre el centro de curvatura, como se muestra en la figura 22(b). La placa es tan delgada que no introduce aberraci�n crom�tica apreciable. La �nica aberraci�n que queda es la curvatura de campo, pero �sta se puede compensar si por medios mec�nicos se flexiona adecuadamente la placa fotogr�fica para darle forma esf�rica conc�ntrica con el espejo. Otra soluci�n ser�a usar una lente plano-convexa como aplanadora de campo frente a la placa fotogr�fica, como lo sugiri� el mismo Schmidt.

La c�mara de Schmidt produce im�genes de sorprendente calidad sobre un campo angular muy grande, aunque tiene el problema muy importante de que la placa correctora es muy dif�cil de construir.

Una alternativa para el sistema de Schmidt, que usa el mismo principio de simetr�a alrededor del centro de curvatura, fue propuesto en 1941 por D. D. Maksutov en Mosc�. Como se muestra en la figura 22(c), se coloca una lente con forma de menisco o c�scara esf�rica cerca del foco, con sus caras conc�ntricas con el espejo primario. Este sistema tiene varias ventajas, pero tambi�n desventajas con respecto al de Schmidt. El sistema es m�s compacto, por tener la placa correctora cerca del foco y no del centro de curvatura. La simetr�a alrededor del centro de curvatura es m�s completa, por lo que se pueden lograr campos m�s amplios. Las superficies de la placa correctora son m�s f�ciles de tallar y probar por ser esf�ricas. En cambio, la correcci�n de la aberraci�n de esfericidad no es tan buena como en el sistema de Schmidt. Adem�s, la curvatura tan pronunciada de las superficies hace m�s caro el bloque de vidrio que se necesita para construirla.

Figura 22. Telescopios catadi�ptricos. (a) Principio de simetr�a usado en la c�mara de Schmidt. (b) C�mara de Schmidt. (c) C�mara de Maksutov.

Independientemente de Maksutov, A. Bouwers, en Holanda, tambi�n experiment� y propuso varios sistemas conc�ntricos similares.

Los sistemas conc�ntricos de Schmidt y Maksutov han sido tan exitosos que se han usado para mejorar la calidad �ptica de las im�genes del telescopio de Cassegrain. Como ya se describi�, el sistema de Ritchey-Chr�tien tiene eliminadas las aberraciones de esfericidad y coma, pero permanecen tanto el astigmatismo como la curvatura de campo. Otro problema de estos telescopios reflectores es la dificultad para tallar y probar las superficies parab�licas e hiperb�licas. Los sistemas de Schmidt-Cassegrain y de Maksutov-Cassegrain, que se muestran en la figura 23, no cumplen estrictamente con los requisitos de Schmidt o de Maksutov; sin embargo, la calidad de la imagen en estos telescopios es muy superior a la de los de tipo Cassegrain o Ritchey-Chr�tien. Otra ventaja adicional muy importante es que las superficies de los espejos son esf�ricas, haci�ndolas mucho m�s f�ciles de construir. Una desventaja, sin embargo, es que las placas correctoras son caras y dif�ciles de construir, por lo que no se han construido telescopios muy grandes de estos tipos. Esta combinaci�n de ventajas y desventajas ha hecho que estos sistemas sean bastante populares y se encuentran disponibles comercialmente en tama�os peque�os, con aberturas entre 10 y 30 cm. La figura 24 muestra dos dise�os de telescopios de este tipo, elaborados por uno de los autores (D. M.).

Figura 23. Telescopios catadi�ptricos basados en el Cassegrain. (a) Telescopio Schmidt-Cassegrain. (b) Telescopio Maksutov-Cassegrain.

Figura 24. Dise�os de dos telescopios catadi�ptricos. (a) Telescopio Schmidt-Cassegrain. (b) Telescopio Maksutov-Cassegrain.

LOS OCULARES PARA TELESCOPIO

Como hemos visto, el ocular negativo usado por el telescopio galileano tiene el gran problema de que si la pupila de salida se coloca en la pupila del ojo del observador, el objetivo debe tener un di�metro considerablemente grande para poder observar un campo amplio en grado razonable. Este problema no existe en el telescopio kepleriano, pues la pupila de salida queda colocada cerca del ojo del observador, aproximadamente a una distancia del ocular igual a su distancia focal, como se muestra en la figura 4(a). El campo est� limitado por el di�metro de la lente ocular.

Si la distancia focal del ocular es grande, la pupila queda muy alejada del ocular, por lo que es f�cil ver que el campo visual queda reducido. A fin de aumentar el campo, Huygens a�adi� al ocular otra lente convergente llamada lente de campo, cerca de la imagen real, como se muestra en la figura 4(b). Con esta lente Huygens no s�lo logr� su prop�sito de ampliar el campo acercando la pupila de salida al ocular, sino que adem�s redujo notablemente las aberraciones, sobre todo la crom�tica lateral (Figura 25[a]).

Si se pretende medir las dimensiones de una imagen por medio de hilos colocados en el plano de �sta, se encuentran dificultades pr�cticas debido a que la imagen se encuentra entre las dos lentes. Para solucionar este problema, en 1783 Jesse Ramsden propuso el ocular que lleva su nombre, en el que la imagen del objetivo queda fuera del sistema ocular, como se muestra en la figura 25(b).

Todo ocular de dos componentes separadas, como los de Huygens y de Ramsden, tiene una distancia focal efectiva F, funci�n de las distancias focales f₁ y f₂ de las componentes, y de su separaci�n d, seg�n la Ec. 29, ya dada.

En 1849, Kellner propuso un ocular un poco m�s complicado, en el que la lente del lado del ojo en el ocular de Ramsden se sustituy� por un doblete, con su componente negativa hacia afuera, como se muestra en la figura 25(c). Con ello se logra una correcci�n m�s completa de la aberraci�n crom�tica lateral.

Los oculares de Huygens y de Ramsden logran un campo amplio con una lente del lado del ojo relativamente peque�a, gracias a que la pupila de salida queda muy cerca de ella. Esto tiene el inconveniente de que el observador tiene que colocar su ojo muy cerca del ocular, lo cual es inc�modo, y en ocasiones imposible, si el observador usa anteojos. El ocular ortosc�pico, dise�ado por Abbe (Figura 25[e]), resuelve el problema eliminando la lente de campo, y en lugar de ella usando un ocular de di�metro grande y relativamente complejo, a fin de corregir las aberraciones. Este ocular es muy superior a los anteriores.

Otro tipo de ocular con funcionamiento similar al ortosc�pico es el sim�trico, que se muestra en la figura 25(d).

Sin duda, el mejor ocular y de campo m�s amplio es el Erfle, que se muestra en la figura 25(f). Sin embargo, la principal desventaja de este ocular es su alto costo, debido a la complejidad de su dise�o.

Figura 25. Algunos oculares de telescopio comunes.

Aunque no es propiamente un ocular, es interesante describir ahora un accesorio llamado lente de Barlow, que tiene como prop�sito aumentar el poder de amplificaci�n de un ocular. �sta es simplemente una lente negativa que se coloca cerca del ocular, unos cuantos cent�metros adelante, como se ve en la figura 26. Esta lente casi siempre est� montada dentro de un tubo largo que se inserta en el portaocular. El lado opuesto del tubo es m�s ancho, de tal manera que all� se puede insertar el ocular. El efecto de la lente de Barlow es hacer el cono de luz m�s agudo, aumentando as� su relaci�n focal. La amplificaci�n, representada por M, est� dada por:

(39)

 

Figura 26. Uso de la lente de Barlow.

Tanto la amplificaci�n del telescopio como su distancia focal efectiva, y por lo tanto tambi�n su relaci�n focal, aumentan en este factor. Asimismo, esta lente introduce un corrimiento longitudinal del foco en la distancia:

L2 = L1 (M - 1)

(40)

LOS MODERNOS TELESCOPIOS ASTRON�MICOS

Los telescopios astron�micos modernos no est�n dise�ados para observaci�n visual con un ocular, sino �nicamente para registros fotogr�ficos o fotoel�ctricos. Las razones para no hacer observaci�n visual son, en primer lugar, que es necesario tener un registro permanente que permita que varios astr�nomos puedan examinar los datos o im�genes obtenidas. En segundo lugar, dada una abertura del telescopio, es posible registrar objetos celestes mucho m�s d�biles, simplemente alargando el tiempo de exposici�n, lo cual no es posible con el ojo. Por esta raz�n se dice que la placa fotogr�fica es integradora. Por otro lado, los detectores fotoel�ctricos son mucho m�s sensibles que el ojo humano.

LOS TELESCOPIOS FOTOGR�FICOS

La primera vez que se aplic� la fotograf�a a la astronom�a fue en marzo de 1840, cuando el doctor John William Draper, de Nueva York, tom� una fotograf�a de la Luna. Diez a�os m�s tarde, el 17 de julio de 1850, George Phillips Bond y John A. Whipple obtuvieron la primera foto de una estrella con un telescopio de 40 cent�metros en Cambridge, Massachusetts. Las primeras fotograf�as se tomaron con muchas dificultades y s�lo las estrellas m�s brillantes se pod�an registrar. Sin embargo, desde el principio era f�cil apreciar las a�n grandes ventajas que ofrec�a el tener un registro permanente. Las estrellas m�s d�biles se pod�an registrar aumentando el tiempo de exposici�n, aunque para esto era necesario seguir la estrella en su movimiento diurno, a fin de mantener la imagen de la estrella inm�vil con respecto al telescopio.

Con el progreso de la fotograf�a fue posible obtener im�genes de objetos celestes cada vez menos luminosos. Las tenues nubes de gas que a menudo envuelven a las estrellas son casi imposibles de registrar visualmente; en cambio, aparecen con toda claridad en las placas fotogr�ficas si se da el tiempo de exposici�n adecuado. La imagen mental tradicional de astr�nomo asom�ndose al ocular de un telescopio a partir de entonces desapareci� para siempre. En un telescopio moderno ni siquiera existe un ocular por el cual asomarse.

La magnitud límite de una estrella que puede ser observada con un telescopio fotogr�fico es mucho mayor que en un telescopio visual, y depende no solamente del di�metro del objetivo, o sea de la cantidad de luz colectada, sino tambi�n del tiempo de exposici�n. Las sensibilidades de las pel�culas que se usan en fotograf�a astron�mica son en general moderadamente altas, ya que deben tener gran sensibilidad, pero no tanta que el grano se haga muy grueso. Si suponemos que se usa una pel�cula promedio, la magnitud l�mite m_f que se puede registrar fotogr�ficamente est� dada por la siguiente f�rmula semiemp�rica:

mf = 4 + 5 log D + 2.15 log t

(41)

donde D es la abertura del telescopio en cent�metros y t es el tiempo de exposici�n en minutos. Los resultados de esta f�rmula, para varios di�metros de la abertura y tiempos de exposici�n, se encuentran en el siguiente cuadro:

CUADRO 7. Magnitud l�mite fotogr�fica

Diámetro del objetivo en cm	Tiempo de exposición en minutos
	1	3	9	27	81
2	5.5	6.5	7.5	8.5	9.6
5	7.5	8.5	9.5	10.5	11.6
10	9	10	11	12	13.1
15	9.8	10.9	11.9	12.9	13.9
20	10.5	11.5	12.5	13.6	14.6
25	10.9	12	13	14	15
30	11.3	12.4	13.4	14.4	15.4
40	12	13	14	15	16.1
50	12.4	13.5	14.5	15.5	16.6
60	12.8	13.9	14.9	15.9	16.9
100	14	15	16	17	18.1
200	15.5	16.5	17.5	18.5	19.6
500	17.5	18.5	19.5	20.5	21.6
600	17.9	18.9	19.9	21	21.9

Si comparamos esta magnitud l�mite fotogr�fica con la magnitud l�mite visual dada por la Ec. 12, podemos ver que las dos son iguales solamente cuando el tiempo de exposici�n es igual a 28 minutos.

Al fotografiar el cielo nocturno con un telescopio, hay que tomar en cuenta que las estrellas aparecen sobre un fondo que no es perfectamente obscuro, sino que tiene cierta luminosidad, debido a muchos factores, entre otros la neblina, el smog, o las nubes, iluminadas por las luces terrestres de alguna ciudad cercana o lejana.

Por otro lado, recordaremos que la brillantez de una imagen es directamente proporcional a la cantidad de luz colectada por el sistema, o lo que es lo mismo, al cuadrado del di�metro del objetivo. Esto es cierto tanto para im�genes de objetos extendidos como para im�genes de objetos puntuales como las estrellas. La magnitud de la distancia focal no tiene ning�n efecto para im�genes puntuales, pues la luz siempre se enfocar� en un punto. Sin embargo, para im�genes extendidas la distancia focal s� tendr� un efecto, pues la amplificaci�n es directamente proporcional a su magnitud. La brillantez de la imagen de un objeto extendido es inversamente proporcional al cuadrado de su amplificaci�n, por lo que podemos concluir que tambi�n es inversamente proporcional al cuadrado de la magnitud de la distancia focal.

En conclusi�n, la brillantez de la imagen de una estrella es directamente proporcional al cuadrado de la abertura del telescopio. En cambio, la brillantez de la imagen del cielo, que es extendida, es inversamente proporcional a la relaci�n focal f/D del telescopio. De aqu� podemos ver que la relaci�n entre la brillantez de la imagen de una estrella y la brillantez del fondo luminoso es directamente proporcional al cuadrado de la distancia focal f.

Parece l�gico que la exposici�n debe ser tan alta como sea posible, pero esto obviamente tiene un l�mite de alrededor de cuatro a cinco horas a fin de no hacer la observaci�n cerca del horizonte, donde hay m�s turbulencia y contaminaci�n atmosf�rica. La exposici�n m�xima ideal es aquella en que el fondo del cielo produzca ennegrecimiento de la emulsi�n con densidad �ptica entre 0.6 y 0.8. Por lo tanto, se pueden derivar de aqu� tres conclusiones.

A) Dada una distancia focal fija, se debe usar la m�xima abertura posible a fin de minimizar el tiempo de exposici�n.

B) Dado un di�metro fijo de la abertura, es deseable usar una distancia focal tan grande como sea posible.

C) La relaci�n focal determina el tiempo de exposici�n m�ximo, con el cual se obtiene el ennegrecimiento m�ximo permitido del fondo. Se ha encontrado emp�ricamente que est� dado por

log t = 0.6 + 2.325 log (f / #)

(42)

donde el tiempo de exposici�n t est� en minutos. Si aqu� hacemos t = 300 minutos (5 horas), podemos encontrar que la relaci�n focal �ptima es igual a 6.4. Usando ahora esta expresi�n en forma directa, podemos encontrar los resultados del siguiente cuadro:

CUADRO 8. Tiempos de exposici�n m�ximos para una relaci�n focal

	Tiempo de exposición máximo
Relación focal	horas	minutos
1	0	4
2	0	19
3	0	51
4	1	40
5	2	48
6	4	17
7	6	7
8	8	21

 

Si substituimos este tiempo de exposici�n m�ximo dado por la Ec. 31, en la Ec. 30, encontramos que la magnitud fotogr�fica l�mite m_l est� dada por:

m = 7.29 + 5 log F

(43)

la que se puede obtener s�lo dando el tiempo de exposici�n m�ximo, el cual obviamente no puede ser mayor de alrededor de 5 horas.

El campo fotogr�fico de un telescopio no est� en general bien corregido de todas sus aberraciones en forma ideal. Como hemos visto, el telescopio Ritchey-Chr�tien es el mejor; sin embargo, no es perfecto puesto que permanecen en �l las aberraciones de astigmatismo y de curvatura de campo. Se han dedicado grandes esfuerzos a dise�ar componentes �pticas que, colocadas cerca del plano focal, corrijan estas aberraciones. La curvatura de campo se puede corregir simplemente mediante una lente negativa, como se muestra en la figura 27(a). Un sistema un poco m�s complicado como el que se muestra en la figura 27(b), puede adem�s corregir el astimagtismo.

 

Figura 27. Dos correctores de campo comunes para telescopios Ritchey-Chr�tien. (a) Aplanador de campo. (b) Corrector de campo tipo Wynne.

Existen ahora unos dispositivos opto-electr�nicos llamados intensificadores de im�genes, que son capaces de aumentar electr�nicamente varias veces la brillantez de la imagen. Con esto lo que se logra es reducir substancialmente los tiempos de exposici�n, y con ello detectar im�genes estelares m�s d�biles.

PRINCIPALES TELESCOPIOS EN USO EN EL MUNDO

A continuaci�n se describir�n la historia y algunos detalles t�cnicos importantes de algunos de los principales telescopios astron�micos que se encuentran en funcionamiento en los observatorios del mundo. Comenzaremos por describir los telescopios refractores, que son los m�s antiguos, y terminaremos por describir los reflectores, m�s modernos.

El telescopio refractor m�s grande que se construy� fue el de un metro de abertura, del observatorio de Yerkes, a finales del siglo pasado, con fondos proporcionados a la Universidad de Chicago por el magnate C. T. Yerkes, a petici�n de George Ellery Hale. La montura para este telescopio fue construida en el a�o de 1890 por la compa��a Warner and Swasey. Algunas experiencias recientes muy desagradables con las bajas temperaturas en las monta�as hicieron que se tomara la decisi�n de colocar el observatorio a 129 kil�metros al noroeste de Chicago, en un lugar con una altura de tan s�lo 75 metros sobre el nivel del mar.

El objetivo de este telescopio fue construido por Alvan Clark en 1985. Las lentes solas pesaban 225 kilogramos sin su montadura, a pesar de haberse construido con un grueso excepcionalmente peque�o, a fin de hacerlas tan ligeras como fuera posible. El 21 de mayo de 1897 hicieron la primera observaci�n tres astr�nomos, entre los que se encontraba Hale. Seg�n palabras del mismo Hale, con este telescopio fue posible ver detalles lunares y planetarios que nunca antes hab�an sido observados.

Otro telescopio refractor hist�ricamente muy importante, construido antes que el de Yerkes, es el del observatorio de Lick, construido tambi�n por Clark en 1888 y apoyado econ�micamente por James Lick, quien muri� en 1879, antes de que fuera terminado el proyecto. El observatorio de Lick se instal� en el Monte Hamilton, en Santa Clara, California. Este telescopio ten�a un objetivo de 90 cent�metros de di�metro.

Ahora haremos una s�ntesis de los telescopios reflectores m�s grandes que existen, comenzando por el mayor de todos ellos, que es el de 6 metros de abertura, que se encuentra instalado en la Uni�n Sovi�tica.

El telescopio reflector de 6 metros de abertura de la Academia de Ciencias de la URSS se comenz� a construir en el a�o de 1960. Despu�s de muchos estudios para encontrar un buen lugar de observaci�n, se instal� en el monte Semirodniki, a una altura de 2 070 metros al norte de la cordillera cauc�sica. El trabajo en la construcci�n se inici� en 1966 y comenz� a funcionar aproximadamente 10 a�os despu�s. Este inmenso telescopio es hasta la fecha el mayor del mundo y quiz� lo sea por mucho tiempo m�s, pues los problemas pr�cticos que tiene un telescopio de este tama�o son formidables. El espejo primario de este telescopio es de vidrio borosilicato (equivalente al Pyrex). La parte posterior del espejo es de forma convexa, a fin de que el espejo tenga un grueso aproximadamente constante y con ello minimizar las distorsiones t�rmicas.

La montura de este telescopio es de tipo altazimut, ya que una ecuatorial de estas dimensiones ser�a imposible de construir sin que tuviera muy serios problemas de flexiones mec�nicas. La montura altazimut tiene menos problemas de flexiones, pero a cambio de ello la compensaci�n por el movimiento diurno de las estrellas tiene que hacerse moviendo en forma alineal muy complicada los dos ejes, al mismo tiempo que se gira tambi�n el portaplacas fotogr�fico. Todo esto se hace simult�neamente con motores independientes, controlados por medio de una computadora.

CUADRO 9. Los principales telescopios refractores

Diámetro en cm	Constructor	Inició operaciones	Nombre oficial	Observatorio
101	Alvan Clark & Sons	1897		Yerkes, Univ. de Chicago
89	Alvan Clark & Sons	1888	Refractor de 83 cm	Lick, en california, EUA
83	Paul & Prosper Henry	1889		Observatorio de Niza, en Francia
80	C. A. Stenheil	1899		Instituto Central de Astrofísica en Alemania Oriental
76	John A. Brashear	1914	Refractor Thaw	Allegheny, en Pennsylvania
74	Paul & Prosper Henry	1886	Lunette Bischoffsheim	Obs. de Niza en Francia
71	Sir Howard Grubb	1894	Refractor visual de 64 cm	Old Royal Greenwich, en Inglaterra
68	C. A. Stenheil	1896	Refractor Grosser	Archenhold Sternware, en RDA
67	Sir Howard Grubb	1880	Refractor Grosser	Instituto de Astronomía de la Universidad de Viena
67	Sir Howard Grubb	1925	El telesc. Innes	Estación del Observatorio Astronómico Sudafricano en Johannesburgo, Sudáfrica
66	Alvan Clark & Sons	1883		Leander Mc Cormick en Virginia, EUA
66	Alvan Clark & Sons	1873	Ecuatorial de 60 cm	Observatorio Naval de EUA en Washington
66	Sir Howard Gribb	1899	El refract. Thompson	Observatorio Real de Greenwich, en Inglaterra
66	J.B. Mc Dowell	1925	Refractor Yale-Columbia	Monte Stromlo, ACT, Australia

El telescopio de 5 metros de abertura de monte Palomar fue el m�s grande del mundo durante casi tres d�cadas. Cuando se concibi� la idea se pens� que era un gran proyecto que requer�a mucha planeaci�n y esfuerzo.

Quien concibi� la idea de construir este telescopio fue George Ellery Hale, quien adem�s se tom� el trabajo de reunir los fondos necesarios.

Uno de los detalles t�cnicos m�s importantes era la selecci�n del material para el espejo. Se sugirieron muchos materiales, pero finalmente se decidi� utilizar cuarzo fundido, con vidrio Pyrex como alternativa. Varios fracasos en los intentos para fundir el bloque de cuarzo del di�metro requerido hizo que la selecci�n final fuera Pyrex. El coeficiente de expansi�n del Pyrex es casi cinco veces mayor que el del cuarzo fundido, pero una tercera parte que el del vidrio com�n. Aumentando el contenido de cuarzo en el Pyrex se logr� que el coeficiente de expansi�n fuera s�lo tres veces superior al del cuarzo.

Se fundieron en la compa��a Corning Glass, en el estado de Nueva York, dos bloques de Pyrex de 5 metros de di�metro, el primero de marzo de 1984, con la presencia de un gran n�mero de observadores. El tanque donde se estaba fundiendo el vidrio se coloc� dentro de un gran horno. Las 65 toneladas de vidrio se vaciaron durante 15 d�as en forma continua. Despu�s, tom� otros 16 d�as llegar a la temperatura de fusi�n de 1 575�C. Luego se comenz� a pasar el vidrio fundido del tanque al molde final en crisoles de 300 kilogramos a la vez. El enfriado hasta 800� C se hizo en cuatro semanas, 10 veces mas r�pido de lo previsto.

Al examinar la pieza final se detectaron tensiones y peque�as fracturas internas, por lo que se intent� fundir un segundo bloque. Se pens� que el enfriado deb�a hacerse en 10 meses. Cuando ya hab�an transcurrido siete meses, se desbord� el r�o Chemung, pero se logr� con gran esfuerzo que el agua no llegara al horno. Un mes despu�s hubo un gran temblor, que por fortuna no caus� ning�n da�o.

Finalmente, en 1935 se traslad� en un tren especialmente acondicionado el gran bloque de vidrio, de Corning, Nueva York a Pasadena, Cal., adonde lleg� en perfectas condiciones (Figura 28).

Figura 28. Bloque de vidrio para el espejo del telescopio de Monte Palomar. (Tomado del libro The History of the Telescope.)

Mientras tanto, en el California Institute of Technology se hab�a instalado un gran taller �ptico con una m�quina pulidora que pesaba 160 toneladas, a cargo de J. A. Anderson y Marcus Brown.

El proceso de generar la curvatura deseada significaba profundizar en el centro casi 10 cent�metros, desbastando casi cinco toneladas de vidrio. El segundo paso fue afinar la superficie hasta darle forma esf�rica, por medio de un proceso de esmerilado con granos de esmeril cada vez m�s finos.

Despu�s, antes de pulir, se emplearon tres meses en lograr una buena limpieza sin granos de esmeril, tanto del espejo como de la m�quina. En el proceso final de pulido y parabolizado se utilizaron 31 toneladas de abrasivos y casi 10 a�os. Se consider� listo para ser probado en noviembre de 1947.

El 3 de junio de 1948 tuvo lugar la ceremonia oficial de inauguraci�n, donde estuvo presente la viuda de Hale y se devel� un busto de bronce de su esposo, con una placa bautizando el telescopio con su nombre (Figura 29).

Figura 29. Telescopio Hale de Monte Palomar. (Tomado del libro The History of the Telescope.)

Al principio de los a�os 60, la Associated Universities for Research in Astronomy, comenz� el proyecto de construir dos telescopios reflectores de cuatro metros de abertura, para ser instalados uno en el observatorio de Kitt Peak en Arizona, y otro id�ntico un poco m�s tarde en el cerro Tololo, en Chile. Uno de los espejos era de Cervit y el otro de cuarzo fundido, ambos materiales con un coeficiente de expansi�n t�rmica despreciable. La inaguraci�n del observatorio de Kitt Peak fue en junio de 1963.

Ser�a muy tedioso continuar con la descripci�n de muchos otros telescopios importantes que existen, por lo que �nicamente se listan en el cuadro 10. Para terminar, es digno de menci�n el telescopio de 2.5 metros de abertura instalado en el observatorio de monte Wilson en California, que fue el m�s grande del mundo durante muchos a�os, antes de construirse el telescopio de Monte Palomar, tambi�n en California. Este telescopio tiene el nombre de telescopio Hooker en honor de su patrocinador.

CUADRO 10. Los principales telescopios reflectores

Diámetro en cm	Constructor	Inició operación	Nombre oficial	Observatorio
600	Equipo de trabajo óptico de Leningrado	1976	Telescopio Altazimutal Bolshoi	Observatorio astrofísico Especial de la Unión Soviética.
508	J. A. Anderson Marcus Brown	1948	George Elery Hale	Monte Palomar, California
450	Centro de Ciencias Ópt. U. de Arizona	1979	Telescopio de espejos Múltiples	Kitt Peak, Arizona
420		1985		Islas Canarias, España
400	Taller Óptico de Kitt Peak	1976		Intermericano de cerro Tololo, Chile
400	Taller Óptico de Kitt Peak	1973	Nicholas U. Mayall	Kitt Peak, Arizona
389	Grubb-Parsons	1975	Anglo-Austral	Observatorio Angloaustriaco en Austria
380	Grubb-Parsons	1979	Infrarrojo del Reino Unido	Unidad del Observatorio Real de Edimburgo, Hawaii
360	Dominion	1979	Canadiense francés, hawaiano
357	Recherches et Études Optiques et de Sciences Connexes	1976	ESO 3.6 metros	Europeo del sur, Chile
305	Don O. Hendrix	1959	C. Donald Shane	Lick, California
300	Taller Óptico de Kitt Peak	1979	Infrarrojo de la NASA	Mauna-Kea, Hawaii

La c�mara Schmidt de mayor abertura que se ha construido tiene una abertura de 134 cent�metros, y fue construida por la compa��a Carl Zeiss en Jena. Se encuentra instalada en el observatorio Karl Schwarschild, en Alemania Oriental.

Durante muchos a�os, la c�mara Schmidt m�s grande del mundo fue la del observatorio de monte Palomar. Esta c�mara tiene una correctora de 120 cent�metros de di�metro y un espejo de 183 cent�metros de di�metro, con una relaci�n focal f/2.5. Las componentes �pticas de esta c�mara fueron construidas por Donald O. Hendrix, director del taller �ptico del observatorio de monte Wilson, en 1940.

El cuadro 11 enlista algunos de los principales telescopios catadi�ptricos que se encuentran instalados en diferentes partes del mundo.

CUADRO 11. Los principales telescopios catadi�ptricos

Diámetro en cm	Constructor	Inició operación	Nombre oficial	Observatorio
134	Carl Zeiss Jena	1960	Telescopio de 2 metros	Karl Karl Schwarzschild en la RDA
120	Don O. Hendrix	1948	Palomar Schmidt	Observatorio de Palomar en California, Estados Unidos
120	Grubb-Parsons	1973	Scmidt del Reino Unido	Observatorio Real de Edimburgo de Australia
105	Nikon	1976		Kiso, Observatorio Astronómico de Tokio
100	Carl Zeiss	1972	Schmidt ESO de un metro	Observatorio Europeo del Sur en Chile
100	Askania	1978		Centro de Investigación de Astronomía F. J. Duarte en Venezuela
100	Observatorio de la Universidad de Upsala en Suecia	1963	Kvistaberg Scmidth	Observatorio de la Universidad de Upsala en Suecia
100	Trabajos Ópticos de Leningrado	1961	3TA-10 Schmidt	Observatorio Astrofísico de Byurakan en la Unión Soviética
90	Jean Texereau	1981	Telescopio Schmidt	Observatorio Calern INAG, CERAG en Calern
84	Cox, Hargraves y Thompson	1958	Telescopio combinado Schmidt	Observatorio Real de Bélgica

PRINCIPALES TELESCOPIOS EN M�XICO

Los dos telescopios m�s grandes de M�xico son de 211 cent�metros de abertura y pertenecen, uno a la Universidad Nacional Aut�noma de M�xico y el otro al Instituto Nacional de Astrof�sica, �ptica y Electr�nica.

El telescopio de la UNAM, que se muestra en la figura 30, es reflector, del tipo Ritchey-Chr�tien. Est� instalado en la sierra de San Pedro M�rtir, cerca de Ensenada, Baja California, donde est� en operaci�n desde el a�o de 1979 gracias al entusiasmo del doctor Arcadio Poveda. La montura mec�nica del telescopio representa una innovaci�n tecnol�gica importante, que se realiz� bajo la supervisi�n del Ing. De la Herr�n del propio Instituto de Astronomia de la UNAM. Las componentes �pticas fueron construidas por Norman Cole, en Tucson, Arizona.

Figura 30. Telescopio de la UNAM en el observatorio de San Pedro M�rtir. (Foto cortes�a de Marco Arturo Moreno C., UNAM.)

El otro telescopio mexicano de 211 cent�metros de abertura pertenece al INAOE, de Tonantzintla, Pue. Se inici� con el impulso del doctor Guillermo Haro, y recientemente se ha instalado en Cananea, Son., donde se hizo la inauguraci�n oficial el 8 de septiembre de 1987 (Figura 31). La montura mec�nica fue dise�ada y construida por una compa��a italiana de alto prestigio en el campo. Las componentes �pticas fueron dise�adas por Daniel Malacara H. y Alejandro Cornejo R., y fueron posteriormente construidas por Jos� Castro V., Daniel Malacara H., Alejandro Cornejo R. y colaboradores, en una m�quina especialmente dise�ada y construida para tal fin por Zacar�as Malacara M. Estas actividades se desarrollaron todas dentro del mismo Instituto, entre los a�os 1974 y 1979 (Figura 32).

Figura 31. Telescopio de 210 cm del INAOE en Cananea, Son. (Foto cortes�a de Benjam�n Romero Vargas, jefe de Comunicaci�n Social del INAOE.)

Figura 32. Espejo del telescopio de 210 cm del INAOE durante el proceso de pulido.

El telescopio de 150 cent�metros de abertura est� en uso desde 1971, y se halla instalado en la sierra de San Pedro M�rtir. Est� dedicado a su promotor, el doctor Harold Johnson, que siempre mostr� gran entusiasmo y simpat�a por M�xico. Este telescopio ten�a originalmente un espejo de aluminio, pero se cambi� despu�s por uno de Cervit, de mucho m�s alta calidad, construido en Tucson, Arizona.

Los primeros telescopios que los astr�nomos mexicanos comenzaron a usar desde la d�cada de los 40 fueron el telescopio Cassegrain, de 100 cm de abertura, que se muestra en la figura 33, y la c�mara Schmidt de 76 cm de abertura.

Figura 33. Telescopio de 100 cm de la UNAM en Tonanzintla, Pue. (Foto cortes�a de Benjam�n Romero Vargas, jefe de Comunicaci�n Social del INAOE.)

La �ptica del telescopio Ritchey-Chr�tien de 83 cm de abertura, instalado en la sierra de San Pedro M�rtir, fue construida en el Instituto de Astronom�a de la UNAM, en la d�cada de los 60, por Daniel Malacara H. y Jos� Castro V. (Figura 34.)

Figura 34. Prueba del espejo del telescopio de 84 cm de la UNAM, durante el proceso de pulido.

Gracias a los esfuerzos de Jos� de la Herr�n, Daniel Malacara, Jos� Castro y colaboradores, se han construido recientemente en M�xico una buena cantidad de telescopios, tanto para uso profesional como de aficionados, algunos de los cuales aparecen en el siguiente cuadro (Figuras 35 y 36).

Figura 35. Telescopio Cassegrain de 25 cm de abertura, construido en el Centro de Investigaciones en �ptica, A. C., Le�n, Gto.

Figura 36. Telescopio newtoniano de 15 cm de abertura, para aficionados, construido en el CIO, Le�n, Gto.

CUADRO 12. Principales telescopios mexicanos

Diámetro en cm	Tipo	Observatorio
211	Ritchey-Chrétien	UNAM, en San Pedro Mártir
211	Ritchey-Chrétien	INAOE, en Cananea, Sonora
150	Ritchey-Chrétien	UNAM, en San Pedro Mártir
100	Cassegrain	UNAM, en Tonantzintla
84	Ritchey-Chrétien	UNAM, en San Pedro M�rtir
76	Schmidt	INAOE, en Tonantzintla
60	Ritchey-Chrétien	Universidad de Guanajuato
60	Ritchey-Chrétien	Sociedad Astronómica Mex.
60	Ritchey-Chrétien	Universidad Autónoma de Guadalajara
60	Ritchey-Chrétien	Observatorio UNAM, Casa Tlalpan
50	Cassegrain	Universidad de Zacatecas
41	Cassegrain	Observatorio Centro Ecológico de Hermosillo
30	Cassegrain	Universidad Autónoma de Tabasco

LOS TELESCOPIOS DE ESPEJOS M�LTIPLES

Estos telescopios se describen aqu� por separado, ya que tienen uno de los dise�os m�s extra�os, pues se apartan completamente de lo tradicional. El primer telescopio de espejos m�ltiples fue inaugurado en Monte Hopkins en 1982, cerca de Tucson, Arizona, y fue construido mediante la colaboraci�n entre el Smithsonian Astrophysical Observatory y la Universidad de Arizona. Se escogi� esta monta�a porque su gran altitud permite la observaci�n en el infrarrojo. Consta de seis espejos de 180 cent�metros de di�metro, montados en celdas independientes, en una estructura com�n, como se muestra en la figura 37. La principal ventaja de esta fragmentaci�n del objetivo es que cada uno de los espejos es mucho m�s delgado de lo que ser�a un espejo de todo el di�metro. Dicho de otro modo, el peso de un objetivo de espejos m�ltiples crece con el cuadrado del di�metro y no con el cubo como en los telescopios normales. Con esto se disminuye notablemente el peso del telescopio y tambi�n la posibilidad de flexiones. Adem�s, siempre es m�s f�cil tallar varios espejos chicos que uno grande. Los espejos se mantienen alineados autom�ticamente por medio de un servomecanismo que mide en forma constante la posici�n de los espejos por medio de unos haces de l�ser, los cuales al reflejarse sobre unos detectores activan seis sistemas independientes, uno bajo cada espejo, que lo mueve en la direcci�n necesaria. Este m�todo permite orientar los espejos con una precisi�n de un segundo de arco.

Al igual que el telescopio sovi�tico, el telescopio de espejos m�ltiples tiene montura altazimut, para evitar flexiones debidas a su gran peso. Este sistema de espejos m�ltiples ha sido tan exitoso que ya hay planes muy avanzados para construir en la Universidad de California un telescopio de 10 metros de abertura. El objetivo estar� formado por 86 espejos de forma hexagonal con 90 cent�metros de lado.

Los telescopios de espejos m�ltiples tienen un poder resolutor igual al de un telescopio con la abertura de uno solo de los espejos que lo componen. La raz�n es que la direcci�n de los espejos se puede controlar con muy alta precisi�n, pero no su fase relativa. Sin embargo, esto no representa ning�n problema, pues de cualquier manera el poder resolutor de uno solo de los espejos es superior al que permite la turbulencia atmosf�rica.

Debido a sus grandes ventajas, sin duda los grandes telescopios astron�micos del futuro ser�n de espejos m�ltiples. Ya hay planes muy aventajados para construir varios telescopios de espejos m�ltiples con aberturas totales entre 10 y 25 metros, para la Uni�n Sovi�tica, el Observatorio Europeo del Sur y la Universidad de California, en los Estados Unidos.

Figura 37. Esquema del telescopio de espejos m�ltiples del observatorio de Kitt-Peak.

EL TELESCOPIO ESPACIAL

Un telescopio fuera de la atm�sfera de la Tierra tiene grandes ventajas. En primer lugar, la resoluci�n no est� limitada por la turbulencia atmosf�rica a una fracci�n de segundo, sino que se puede llegar al l�mite impuesto por la difracci�n, mejorando notablemente la calidad de la imagen.

Otra ventaja es que la absorci�n de luz por la atm�sfera es completamente eliminada, permitiendo as� la observaci�n de im�genes en el ultravioleta y en el infrarrojo, lo que no es posible desde la superficie del planeta, excepto en bandas muy restringidas. Por ejemplo, el ozono impide completamente la entrada de la luz ultravioleta entre 300 y 200 nan�metros. El oxigeno molecular impide la entrada de la luz ultravioleta con longitudes de onda m�s cortas de 200 nan�metros.

La tercera ventaja es que la ausencia de gravedad hace que tanto las componentes �pticas como la estructura mec�nica pueden ser mucho m�s delgadas y ligeras, sin posibilidad de flexiones o deformaciones.

El primer telescopio que merece el objetivo de espacial, con el nombre de Stratoscope I, se envi� al espacio el 25 de septiembre de 1957, a bordo de un globo de helio. Alcanz� una altura de 25 000 metros, que es 96% de la atm�sfera. El telescopio era newtoniano, con un espejo de 30 cm de di�metro, y llevaba una c�mara de cine de 35 mm. El instrumento estaba programado para apuntarse autom�ticamente al Sol y para bajar en un paraca�das una vez tomadas las fotograf�as. Posteriormente, se realizaron varios experimentos similares usando globos, pero con equipo cada vez m�s avanzado.

Ahora que los vuelos espaciales son una realidad, la National Aeronautics and Space Administration (NASA) ha planeado poner en �rbita un telescopio que con todo su equipo accesorio pesa alrededor de 10 toneladas. Este es un telescopio Ritchey-Chr�tien de 2.4 metros de abertura, al que se le llama Large Space Telescope (LST). Con este telescopio es posible detectar estrellas 100 veces mas d�biles que la m�s d�bil que se puede detectar en el telescopio de Monte Palomar. La imagen es transmitida a la Tierra v�a televisi�n digital, donde los astr�nomos pueden estudiar la imagen c�modamente sentados en su laboratorio.

La gran resoluci�n que tiene este telescopio impone unos requisitos muy grandes sobre la estabilidad del sistema. La simple vibraci�n del coraz�n de un ser humano que estuviera sobre el telescopio perturbar�a el sistema lo suficiente como para no obtener la resoluci�n esperada. La Luna se ha descartado como posible sitio para la instalaci�n de un telescopio espacial, pues las vibraciones naturales que tiene, aunque son sumamente d�biles, son lo bastante intensas como para impedir que el telescopio obtenga toda la resoluci�n de la que es capaz.

Aunque no son precisamente un telescopio, vale la pena mencionar los cohetes con c�mara de televisi�n que se han enviado a explorar los planetas del Sistema Solar. �stos son los cohetes Voyager 1 y 2, que pasaron cerca de J�piter en marzo y julio de 1979, y m�s tarde han pasado cerca de otros planetas. Se han recibido en la Tierra se�ales de televisi�n digital con im�genes maravillosas de los planetas, que se han hecho sumamente populares. Estas im�genes son tan buenas y detalladas que ning�n tipo de telescopio terrestre podr�a jam�s igualarlas.

Aunque es obvio, vale la pena decir que este m�todo de enviar cohetes de exploraci�n es bueno para los planetas de nuestro Sistema Solar, pero no podr�a jam�s usarse para otros cuerpos celestes m�s alejados.