IDEAS BÁSICAS
Antes de entrar de pleno a hablar de telescopios, debemos explicar unos detalles acerca de la luz. Ello nos permitirá entender mucho mejor como funcionan los telescopios y el proceso evolutivo que han seguido.
El primer concepto que debemos tener presente es que la luz blanca, como tal, no existe. Si en un bote vamos tirando pinturas de todos los colores que podamos encontrar, al final obtendremos un color negro, o algo muy parecido. Con la luz sucede algo muy similar, pero al revés. Si vamos sumando luces de colores, al final conseguimos un blanco. Esto ya lo descubrió Newton al hacer pasar la luz del Sol por un prisma y obtener el espectro. El Arco Iris es un magnífico ejemplo natural de la descomposición de la luz, pero no es el único. Y la televisión en color es una buena aplicación práctica, pues a partir de puntos azules, rojos y verdes, el fabricante consigue que en pantalla aparezcan todos los colores, incluso el blanco.
Descomposición de la luz por un prisma, según el experimento de Newton.
La descomposición de la luz por el prisma nos introduce el siguiente concepto, la refracción. No vamos a entrar en la naturaleza corpuscular y ondulatoria a la vez de la luz, pero examinemos un espectro. Cercano al prisma empieza un violeta que se va convirtiendo en azul conforme nos alejamos del prisma, y luego gradualmente va cambiando a verde, luego amarillo, naranja, rojo y este va desapareciendo. Herschell demostró que aún hay luz más allá, aunque nuestros ojos no la puedan ver.
Esta secuencia de colores es siempre igual, utilicemos el citado prisma de vidrio, uno de plástico o un vaso de agua, por lo tanto hemos de concluir que la descomposición es una propiedad de la luz que se manifiesta cuando un rayo de luz cambia de medio, es decir, cuando pasa de desplazarse por el aire a desplazarse por el vidrio, por el agua o por cualquier otra materia. El «freno» que representa cada medio a la luz se ha medido y se llama índice de refracción, y es un concepto básico, ya que gracias a él, funcionan todos los instrumentos ópticos, incluyendo, naturalmente, los telescopios.
IDEAS BÁSICAS
Todos hemos quemado un papel enfocando el Sol con una lupa. Lo que hacíamos en realidad era formar una imagen del Sol sobre el papel, de un diámetro que depende de la distancia lupa-papel que permite obtener esa imagen del Sol lo más nítida posible, y concentrar toda la luz del Sol que cae sobre la lupa en ese circulito enfocado del Sol sobre el papel. Sin darnos cuenta, estamos aplicando otros dos conceptos básicos; el de distancia focal, o sea la distancia a la que una lente proyecta una imagen nítida (a esto se llama FOCO) de un punto situado en el infinito (en nuestro caso el Sol). El otro concepto es obvio; cuanto más diámetro tenga nuestra lupa, más calor enviará la lupa al papel (esta es la radiación no visible que descubrió Herschell) y más pronto quemará el papel. A ese diámetro a veces se le llama abertura.Si en lugar de jugar con el Sol, intentamos enfocar un paisaje lejano, obtendremos una imagen de ese paisaje cabeza abajo. Con una lente de igual distancia focal pero de más diámetro, tendremos el mismo paisaje con el mismo tamaño, pero más luminoso. Si lo que dejamos fijo es la abertura y utilizamos ahora una lente de más distancia focal, la imagen del paisaje aparece más grande. Como no tenemos más luz para formar el paisaje que la que entra por la lente, si ahora tenemos una imagen más grande quiere decir que la luz disponible se ha repartido por un área mayor, y por lo tanto, la imagen será menos luminosa. Esto no parece tener importancia mirando paisajes, pero mirando galaxias, que ya de por sí van muy escasas de luz, es vital. Existe una relación que se obtiene dividiendo la Distancia Focal entre la Abertura, que se llama luminosidad, que permite hacernos una idea de lo brillante que será la imagen en el Foco. Este es el concepto más importante en un telescopio astronómico, pues determina como cuanto de débiles podrán se los objetos que se observen a través de él.
Nuestro ojo responde a todas las ideas indicadas hasta ahora. Tenemos una lente llamada cristalino y un papel donde formar la imagen llamado retina. Y tenemos un iris que, ya que no podemos cambiar la lente según las condiciones de luz ambientales, lo que hace es tapar más o menos el cristalino, y así variar la Luminosidad. Nuestra retina también recibe la imagen cabeza abajo, pero nuestro cerebro ya se encarga de darle la vuelta.
El ojo humano como instrumento óptico. Cambiemos ahora el papel donde estamos proyectando el paisaje por un papel vegetal o vidrio esmerilado, de forma que permita verlo por detrás, al trasluz. Con una lupa potente, un cuentahilos o algo similar examinamos el paisaje. Ya estamos viendo el paisaje aumentado, así que ya tenemos un telescopio, pero molesta el hecho de que también veamos ampliados y enfocados los granitos del vidrio esmerilado; así que ¿qué pasa si quitamos el vidrio esmerilado?. Al fin y al cabo, la imagen está ahí, y la pantalla lo único que hace es ayudarnos a verla.
Efectivamente, ahora sí que tenemos nuestro primer telescopio. Veamos que hemos hecho. Con una lente (objetivo) hemos focalizado una imagen que vamos a considerar que venía del infinito y por lo tanto, los rayos de luz eran paralelos. Como a nuestro ojo le va bien que la luz le llegue del infinito, hemos tomado otra lente (ocular) y la hemos colocado a una distancia del foco igual a su Distancia Focal, para conseguir que los rayos que atraviesen el ocular salgan paralelos, o sea, puesto que las lentes no distinguen en si la luz les viene de un lado u otro, para conseguir que unos rayos que llegan paralelos al objetivo salgan paralelos del ocular, hemos separado las lentes la suma de sus distancias focales. Esta es la regla universal para construir cualquier telescopio.
Digamos de paso que los astrónomos aprovechan que cuando se coloca algo en la unión de los dos focos (nuestro vidrio esmerilado), ese algo se ve también enfocado, para colocar retículas y escalas que les permitan medir imágenes.
Esquema de un telescopio simple formado por el objetivo y el ocular.
Continuemos experimentando. Si cambiamos la lente ocular por una que aumente menos, el paisaje se verá más pequeño que antes. Esto es una perogrullada, pero es la forma de variar los aumentos en cualquier telescopio. Para saber cuantos tenemos, sólo tenemos que dividir la distancia focal del objetivo por la del ocular.A pesar de que dicho así parece que sería fácil alcanzar grandes aumentos, existe un límite del cual no se puede pasar, determinado por el diámetro del objetivo. Si ampliamos una fotografía, llega un momento en que ya vemos el grano, y a partir de ese momento, al ir aumentando lo único que hacemos es ir viendo más grande el grano, pero no más detalles en la fotografía.
En un telescopio de aficionado, que oscila entre los 5 y los 50 cm de diámetro, el aumento que nos permite ver todos los detalles es igual al diámetro del objetivo en milímetros, y para que el ojo trabaje más cómodo, se suelen emplear hasta el doble, pero nunca más de eso. Como norma, el máximo aumento que se le puede exigir a un buen objetivo es el doble de su diámetro en milímetros. Sin embargo, encontraremos telescopios por las tiendas que como reclamo al cliente incauto le ofrecen aumentos que superan 10 veces el diámetro del objetivo. Objetivo que, las más de las veces, tampoco es de la mejor calidad. Por el mismo método de cambiar lentes oculares parece que podríamos ir bajando de aumentos indefinidamente, y así reducir el tamaño de los objetos para hacerlos más brillantes y por lo tanto, visibles. Pero también hay una limitación en este sentido. Consideremos que queremos construir un telescopio de 1 aumento. Para ello necesitaríamos que la lente objetivo y la lente ocular tuviesen la misma distancia focal. Como la pupila humana en condiciones de oscuridad es capaz de dilatarse hasta unos 7 mm y en este caso las dos lentes deben ser iguales, el objetivo no podría tener más de esos 7 mm. Resumiendo, existe una relación que indica que el aumento mínimo para un diámetro dado viene definido por la división de ese diámetro entre los 7 mm que admite nuestra pupila. De otra forma, si intentamos bajar de esos aumentos, el cilindro de luz que sale del ocular medirá más de 7 mm y "no nos cabrá en el ojo".
Así pues, sabemos que un telescopio está formado por un objetivo que recoge y focaliza la luz del objeto que deseamos ver, un ocular que amplía más o menos la imagen de ese objeto, y que existe un límite por arriba y por debajo del número de aumentos que podemos utilizar con un objetivo dado. Es suficiente. Podemos pasar ya a hablar de telescopios propiamente.
Existen dos tipos básicos de telescopios, el refractor y el reflector. El refractor es justamente lo que hemos construido en nuestro juego anterior, y se basa, por supuesto, en que la luz que atraviesa un prisma se refracta y sale en una dirección diferente de la que entró. ¿Qué tiene que ver un prisma y una lente?. Aceptemos por principio que se comporta como prisma cualquier objeto transparente de caras opuestas no paralelas. Si ahora troceamos una lente en pedazos tan pequeños que la porción de curva que quede en cada uno se puede confundir con un plano, veremos que una lente no es más que la reunión de infinitos prismas, y que cuanto más al borde se encuentra el trocito en cuestión, menos paralelas son sus caras, y por lo tanto, más desvían los rayos de luz, de forma que, cuando se reúnen para formar una lente, todos envíen la luz al mismo punto.
Hay dos tipos básicos de refractores. El astronómico, que utiliza una lente positiva (convergente) como ocular y da la imagen invertida y el terrestre, que utiliza una lente negativa (divergente). A pesar de sus limitaciones da la imagen derecha y eso hace que sea ampliamente utilizado en gemelos baratos, catalejos de pirata y juguetes. Curiosamente el telescopio con el que trabajó Galileo era de ese tipo. A partir de ahora, sin embargo, nos referiremos al sistema astronómico. Estos telescopios, en el punto donde estamos, tienen un grave problema. Si hemos visto que un prisma descompone la luz en su espectro y que las lente no son más que agrupaciones de pequeños prismas, comprenderemos que la imagen que veremos a través del ocular no va a ser todo lo nítida que quisiéramos, pues estará formada por los espectros de cada punto de la imagen todos mezclados. A esto se le llama aberración cromática y es un problema al que se le han encontrado dos soluciones:
- 1° Combinar dos lentes de distinto material, una convergente y otra divergente, de forma que la aberración cromática que produce la primera quede compensada por la acción de la segunda, formando lo que se llama lente acromática. La solución no es perfecta, puesto que solo podemos corregir un color con cada lente, y de ahí la complicación de los objetivos fotográficos. Se ha ofrecido soluciones con tres lentes, llamadas apocromáticas, y continuamente se está investigando en el tema. Uno de los últimos pasos es el objetivo de fluorita, aunque la fluorita está siendo sustituida por los vidrios de baja dispersión ED, que no se degradan como la primera. De cualquier forma, todos los refractores astronómicos que existen en el mercado están equipados con una lente acromática y, exceptuando algún engendro de baja calidad, se les ha de conceder que proporcionan una imagen de alta definición.
En la izquierda tenemos un objetivo con aberración cromática, mientras que a la derecha se representa un objetivo acromático, capaz de dar una imagen mucho más limpia.
- 2° Aunque actualmente los ópticos disponen de aparatos para medir con toda precisión el índice de refracción de un material, y pueden conseguir unos vidrios absolutamente homogéneos, y el pulidor dispone de tecnología para hacer su trabajo muy bien, al principio esto no era así, y las imágenes ofrecidas por las lentes acromáticas dejaban mucho que desear. Isaac Newton le dio la vuelta al problema y propuso la utilización de un espejo cóncavo, en sustitución de la lente. Como la luz se refleja en el espejo y no ha de atravesar ningún vidrio, se acabó el problema de las aberraciones. Este es el otro tipo de telescopios, llamado reflector.
Todos los grandes telescopios que se construyeron hasta finales del siglo XIX fueron refractores, excepto alguna aventura particular como la de Lord Rosse. Instrumentos como el de Pulkovo, Lick, Yerkes, París o nuestro Fabra son exponentes de estos grandes instrumentos, que llegaron a alcanzar el metro de diámetro. Con el nuevo siglo y el descubrimiento de nuevas tecnologías de fundición, empieza la era de los reflectores, cada vez más grandes y compactos, al que no se le adivina aún final, pues si después del espejo ruso de 6 m. pareció que se había tocado techo los esfuerzos ahora se dirigen a telescopios de espejos múltiples, como los ya construidos en la actualidad de 10 m de diámetro.
