Aterrizar en nuestra propia Luna es una hazaña ambiciosa, y ningún ser humano ha ido nunca a ningún otro planeta de nuestro sistema solar. Próxima b, nuestro exoplaneta vecino más cercano, está a tan solo unos años luz de distancia, pero aún es demasiado lejos para llegar allí; todo lo que podemos hacer es mirar. Aun así, volvemos la vista al cielo. ¿Y qué está pasando fuera de la galaxia, o, como le gusta llamarlo a la ciencia ficción, más allá del borde? Al menos hasta que Zephraim Cochrane invente el motor de curvatura, nuestra mejor opción es mirar al cielo profundo a través de telescopios. Así es como funcionan, y cómo no siempre se trata solo de óptica.
¿Qué es un telescopio?
Un telescopio es un dispositivo utilizado para observar objetos a grandes distancias, enfocando y captando la radiación electromagnética que emiten, absorben o reflejan.
En términos generales, los científicos utilizan telescopios para ver cosas que están muy lejos de la Tierra. A medida que los objetivos se hacen más pequeños o más alejados de la Tierra, se necesita una apertura efectiva mayor para obtener una imagen clara. Sin embargo, la atmósfera es opaca con respecto a la mayor parte del espectro electromagnético, por lo que solo algunas longitudes de onda se pueden observar desde la superficie de la Tierra: luz visible, infrarrojo cercano y una parte de la banda de radio. En consecuencia, no hay telescopios terrestres de rayos X o de infrarrojo lejano: estos extremos del espectro solo se pueden observar desde la órbita si queremos verlos. Incluso si una longitud de onda logra llegar hasta el suelo, los telescopios terrestres también tienen que lidiar con problemas como las nubes, la distorsión atmosférica y la contaminación lumínica.
En sus orígenes, el telescopio era un instrumento óptico muy parecido a un catalejo, que utilizaba lentes, espejos o una combinación de ambos. Hoy en día, el término “telescopio” describe una amplia gama de instrumentos que utilizan lentes, espejos y/o sensores digitales. Algunos están en órbita; otros adoptan la forma de enormes antenas parabólicas, alineadas en filas sobre el suelo. Otros utilizan sensores CCD (dispositivo de carga acoplada) o CMOS (semiconductores complementarios de óxido metálico) como los de una cámara digital o incluso exóticos espejos en forma de anillo.
Existen telescopios diseñados para trabajar en casi todas las partes del espectro electromagnético, desde las ondas de radio y la radiación infrarroja hasta la luz visible, la ultravioleta, pasando por los rayos X y los rayos gamma.
¿Cómo se inventaron los telescopios?
Todo empezó con la lluvia.
Si se deja caer una gota de agua en el dorso de la mano, se observa con qué claridad se pueden ver los diminutos patrones de la piel. Una gota de lluvia convexa puede aumentar el tamaño de aquello sobre lo que se posa, y lo mismo puede hacer una piedra preciosa pulida en forma de cabujón. Hace muchos siglos, los lapidarios empezaron a fabricar lentes de aumento a partir de vidrio curvado y pulido y del cristal más transparente. La luz viaja más lentamente a través de un medio más denso y rebota en las superficies en ángulos característicos. Dar forma a una lente permitía un control preciso de la trayectoria de la luz que entraba en la lente, concentrándola o distribuyéndola, lo que a su vez permitía controlar el factor de aumento de una lente. Así nació el estudio de la óptica.
En 1609, aproximadamente un año después de que un autor desconocido hiciera el primer intento de patentar un telescopio, Galileo Galilei diseñó y construyó su famoso instrumento: un tubo de lentes de aumento apiladas que reconoceríamos como un telescopio refractor, con el que mirar profundamente el cielo nocturno. Sin embargo, los telescopios de Galileo sufrían de una alta aberración cromática, que es lo que sucede cuando una lente curva descompone la luz como un prisma. (Los jugadores pueden reconocer la aberración cromática RGB en videojuegos como Dying Light, GTA V y Ark.)
El telescopio y su poder de aumento cambiaron la astronomía para siempre. El telescopio de Galileo le permitió ampliar los planetas, que a simple vista eran meros puntos de luz, hasta convertirlos en discos brillantes cubiertos de coloridos detalles. Mientras que el Mk. I Eyeball puede distinguir las brillantes llanuras lunares y los oscuros mares de lava basáltica de la Luna , incluso los primeros telescopios permitieron a Galileo distinguir cráteres individuales en la Luna y detectar las lunas del lejano Júpiter que ahora llevan su nombre. Noche tras noche, observaba el cielo y dibujaba lo que veía.
En sesenta años, Isaac Newton había construido su propio telescopio reflector, nuevo y mejorado, con un espejo curvo, recubierto con una fina capa de metal plateado reflectante, en lugar de lentes. El diseño de Newton combinaba un espejo primario parabólico para captar la luz con un espejo secundario plano, que dirigía la imagen a un puerto de observación en el lateral del tubo del telescopio. Mejorado para la aberración cromática, el nuevo y mejorado diseño del telescopio de Newton todavía sufría de anomalías esféricas y distorsión provocadas por el uso de un solo espejo curvo. Y ahí se quedó la tecnología, hasta la era industrial.
Pequeños accidentes felices
La radioastronomía se descubrió casi por accidente, cuando Bell Telephone Labs asignó a un ingeniero la tarea de encontrar fuentes de interferencias de radio en su servicio de radiotelefonía. Resultó que las tormentas eléctricas, tanto cercanas como lejanas, producían interferencias, pero después de dejar de prestar atención a las condiciones meteorológicas, algo más permanecía: un “silbido débil” que se repetía cada 23 horas y 56 minutos (casi exactamente la duración de un día sideral). Una investigación llevó a los astrónomos a concluir que las ondas de radio emanaban de la galaxia de la Vía Láctea. La señal era más intensa hacia el centro galáctico, dentro de la constelación de Sagitario, que ahora sabemos que contiene una poderosa fuente de radio: un agujero negro supermasivo llamado Sagitario A*.
El éxito de la radioastronomía (debido en gran parte a la invención del transistor en 1947) animó a los científicos a buscar otras fuentes invisibles de energía, como la luz infrarroja. Los transistores hicieron posible traducir la imagen analógica del cielo nocturno a una salida digital, un flujo de unos y ceros. Sin embargo, los transistores y sus primos termoeléctricos, las termopilas, también abrieron toda la disciplina de la astronomía infrarroja.
Un conjunto de transistores es la unidad funcional de un CCD, con un transistor por píxel. Cuanto más pequeños sean los transistores, más pequeños serán los píxeles y mejor resolución. Pero los ingenieros se dieron cuenta de que una termopila (un conjunto de termopares) hará lo mismo, produciendo una imagen borrosa pero aceptable del cielo nocturno, tal como aparece en el infrarrojo. Veinte años después del primer transistor, Neil Armstrong dio su salto gigante a la superficie lunar. Menos de 15 años después, la misión orbital de 10 meses del IRAS (satélite astronómico infrarrojo) resultó ser un éxito tan rotundo que allanó el camino para los telescopios espaciales Spitzer y Hubble, así como para su sucesor, el telescopio espacial James Webb (JWST) .
Hoy en día, la litografía por inmersión todavía utiliza el poder de aumento del agua para crear detalles más pequeños que las longitudes de onda de la luz utilizada para grabarlos. Las obleas de silicio así grabadas son parte integral de los telescopios más potentes de la era digital.
Tipos de telescopios
Los telescopios que captan la luz visible se conocen como telescopios ópticos, y la ciencia que se realiza con ellos se llama astronomía óptica. Pero existe todo un espectro electromagnético, del cual la luz visible que nuestros ojos pueden ver es solo una pequeña parte.
En términos generales, los telescopios ópticos se dividen en tres clases: dióptricos, catóptricos y catadióptricos. Mientras que el telescopio de Galileo era dióptrico , ya que se ocupaba de la refracción a través de lentes, el diseño del telescopio de Newton se llama catóptrico , ya que se basa en espejos. Los telescopios modernos, como el poderoso y polifacético JWST, a veces utilizan tanto lentes como espejos: un tipo de diseño híbrido llamado catadióptrico . Algunos incluso utilizan espejos concéntricos en capas que hacen que la luz rebote muchas veces, para minimizar la distorsión óptica. Al plegar el haz de luz sobre sí mismo, estos telescopios avanzados proporcionan un campo de visión más amplio en un tubo más corto del que sería necesario de otra manera.
Los telescopios digitales utilizan una matriz CCD o CMOS, una cuadrícula de píxeles detectores que se activan cuando detectan radiación de una longitud de onda determinada. Los CCD están hechos de condensadores MOS (semiconductores de óxido metálico) de tipo p. Los sensores CMOS están hechos de semiconductores de tipo p y de tipo n , y a menudo se combinan con un fotodiodo con clavijas y un solo transistor. En cualquier caso, utilizan un material con una brecha de banda que coincide con los fotones que detectará el telescopio. Los CCD tienen poca corriente oscura (corriente ambiental detectable incluso cuando un píxel no se activa) y poco ruido, y las exposiciones prolongadas también permiten que los telescopios CCD obtengan imágenes de fuentes muy débiles. Los sensores CMOS, en comparación, pueden ofrecer un mejor ajuste de la brecha de banda y, por lo tanto, una resolución de frecuencia más fina, debido a la capacidad de utilizar diferentes materiales semiconductores.
La resolución espacial o angular de un telescopio está determinada por el tamaño de su apertura; las aperturas más grandes brindan una resolución angular más alta y, por lo tanto, la capacidad de resolver objetivos más pequeños. Los telescopios ópticos que una persona puede usar varían en tamaño de apertura desde unos pocos centímetros hasta más de un pie de ancho. Los observatorios, en comparación, utilizan telescopios ópticos de uno a decenas de metros de diámetro. El espejo primario del JWST tiene 6,5 metros de diámetro y sus instrumentos digitales tienen conjuntos de detectores con entre 4 y 20 megapíxeles.
Radiotelescopios y observatorios de microondas
Los radiotelescopios son antenas direccionales que, por lo general (pero no siempre), se instalan aquí mismo, en la Tierra. Estos telescopios utilizan una antena parabólica de gran tamaño para captar las ondas de radio. Las antenas parabólicas a veces son sólidas, como los receptores de televisión por satélite, y a veces están construidas con una malla conductora con aberturas entre los cables que son más pequeñas que la longitud de onda de radio que se observa.
A diferencia de los telescopios ópticos, los radiotelescopios pueden realizar observaciones durante el día. Los radiotelescopios también se utilizan para captar la radiación de microondas, que puede atravesar tanto las nubes de gas y polvo interestelares del espacio como los gases más densos que forman la atmósfera terrestre. La radiación de microondas transporta más energía que las ondas de radio, pero menos que la luz infrarroja.
Dondequiera que mires, hay un brillo tenue en la banda de microondas que llena todo el cielo nocturno, conocido como el fondo cósmico de microondas o CMB: el legado descolorido y desigual de la forma en que se organizó la materia cuando las cosas se volvieron transparentes por primera vez después del Big Bang.
Astronomía infrarroja
La luz visible, que debe recorrer un largo trecho para llegar al observador, tiene que lidiar con el corrimiento al rojo, en el que las ondas de luz se estiran físicamente debido a la expansión del propio espacio. En el proceso, parte de la luz visible se desplaza hacia el infrarrojo. Entre eso y el hecho de que parte de la luz se emite en infrarrojos en primer lugar, el cielo puede verse muy diferente según se lo mire en el espectro visible o en el infrarrojo.
Por ejemplo, aquí hay dos imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble de la misma región de formación estelar, conocida como los Pilares de la Creación. A la izquierda, lo que el Hubble vio en el espectro visible: nublado, etéreo, difuso. Pero a la derecha, en la banda infrarroja, se ven muchas más estrellas a través de la nebulosa.
La astronomía infrarroja tiene que superar una serie de desafíos. En primer lugar, es invisible para el ojo humano; los seres humanos detectan principalmente la radiación infrarroja (IR) en forma de calor. El ojo humano no puede captar estas frecuencias. Sin dejarse intimidar, los astrónomos simplemente toman los valores infrarrojos y los desplazan hacia arriba en el espectro hasta obtener colores que podemos ver, un código simple.
Luego está la atenuación. Aunque una parte de la radiación infrarroja puede atravesar la atmósfera terrestre, las longitudes de onda más largas quedan bloqueadas. Pero ese no es ni siquiera el mayor problema. El mayor problema es que todo lo que está por encima del cero absoluto, todo lo que tiene calor, emite luz infrarroja. Eso significa que la atmósfera de la Tierra, los telescopios terrestres e incluso los propios detectores infrarrojos de los telescopios irradian un brillo constante en la banda infrarroja. Para eliminar las fuentes de brillo infrarrojo disperso, la astronomía infrarroja hace grandes esfuerzos, como el enfriamiento activo del JWST: un telescopio espacial que ya está a unos 40 Kelvin, orbitando en el vacío de 3 Kelvin del espacio.
El JWST, que realiza sus observaciones en las bandas visible e infrarroja (principalmente infrarroja), es un híbrido en más de un sentido: utiliza espejos ópticos “analógicos” y sensores digitales. En lugar de intentar verter un único espejo impecable de nueve metros de diámetro, la NASA optó por un espejo compuesto, la fuente de las estrellas de seis puntas, marca registrada de Webb. Además de su enorme superficie de recolección, el JWST tiene espectrómetros a bordo que emplean sensores CCD dopados con arsénico, en el caso de su espectrógrafo y cámara de infrarrojo medio (MIRI), y un conjunto CMOS de mercurio-cadmio-telururo para la NIRCam de infrarrojo cercano de Webb.
Telescopios ultravioleta y de rayos X
Gran parte de la radiación solar que llega a la Tierra se encuentra en la banda ultravioleta, invisible para el ojo humano, pero capaz de quemarla igualmente. Los telescopios que utilizan lentes de enfoque para captar la radiación solar están jugando literalmente con fuego. Por ello, la mayoría de los observatorios solares tienen que elegir con cuidado qué luz admitir. Más de uno de los pocos observatorios solares terrestres esperan el momento del amanecer o del atardecer, utilizando el propio horizonte para ocultar parte de la luz del sol.
Los telescopios solares, como el Observatorio de Dinámica Solar (SDO) de la NASA y el Solar Orbiter de la Agencia Espacial Europea, observan las porciones ultravioleta y de rayos X del espectro electromagnético. Allí, buscan erupciones solares, eyecciones de masa coronal y otros fenómenos solares relacionados con la vida en la Tierra.
En su mayoría, estos telescopios utilizan lentes y sensores digitales. Los telescopios de espejo convencionales no son buenos para observar rayos X, ya que los rayos X que inciden en la superficie de un espejo en un ángulo pronunciado se transmiten o se absorben, no se reflejan. Sin embargo, existen soluciones alternativas, como el telescopio Wolter, que parece sacado de una película de ciencia ficción. Este tipo de telescopio utiliza espejos “oblicuos” en forma de anillo hechos de metales pesados, que pueden reflejar la luz de rayos X incidente en ángulos muy superficiales de solo unos pocos grados. Algunos ejemplos de telescopios Wolter son el Observatorio de rayos X Chandra y el Telescopio de rayos X NuSTAR.
Observatorios de rayos gamma
En el extremo del espectro electromagnético se encuentran los rayos gamma, una forma peligrosa y misteriosa de radiación de alta energía que solo se transmite de forma muy intensiva. Los rayos gamma pueden hacer que otras cosas sean radiactivas y, a menudo, las fuentes más brillantes de radiación gamma son los objetos de mayor energía conocidos por la ciencia: cosas amigables como los cuásares, los púlsares, los agujeros negros, los núcleos galácticos activos y los estallidos de rayos gamma (GRB).
Puede resultar sorprendente saber que los astrónomos pueden utilizar la astronomía terrestre para detectar los rayos gamma de mayor energía. Para estas mediciones, los telescopios no detectan los rayos gamma directamente, sino que utilizan la propia atmósfera como detector, porque los átomos de oxígeno y otros gases se iluminan cuando reciben el impacto de un rayo gamma. Este tipo de detector detectó el primer GRB. Aun así, los telescopios espaciales son excelentes para las observaciones en la banda gamma; por ejemplo, el Telescopio Espacial Fermi es un observatorio de rayos gamma con base en el espacio que se lanzó en 2008.
Tecnologías de telescopios de próxima generación
Como los telescopios modernos suelen utilizar tecnología de semiconductores, se deduce que los transistores más pequeños pueden dar lugar a una mejor resolución. Esto es una buena noticia para la astronomía, hasta cierto punto. Lo mismo ocurre con los espejos. Cuando se trata de la próxima gran novedad en la tecnología de los telescopios, cuanto más grande, mejor: espejos más grandes, mayores aperturas, conjuntos más grandes. Pero los telescopios más grandes de hoy y de mañana pueden no ser telescopios individuales en absoluto. Algunos diseños de telescopios prometedores llevan el término “telescopio” hasta sus límites. Uno de ellos (dejamos lo mejor para el final) convierte a los telescopios en algo medible en términos de volumen, en lugar de un tamaño de apertura 2D.
Interferometría
Algunos diseños dependen de un conjunto completo de telescopios que unen sus fuerzas para producir una imagen increíblemente detallada; este enfoque se denomina interferometría o síntesis de apertura. (En cambio, LIGO es un detector de ondas gravitacionales que realiza interferometría utilizando láseres, en lugar de telescopios). Mientras tanto, la sincronización de las señales de múltiples telescopios en el tiempo proporciona una visión estereoscópica aprovechando el paralaje y la velocidad finita de la luz, un proceso denominado interferometría de línea de base muy larga o VLBI.
Correlacionar las señales de un conjunto completo de telescopios tiene dos ventajas importantes. La calidad de la imagen es mejor, pero eso es prácticamente un requisito indispensable a la hora de justificar un nuevo proyecto de telescopio. Donde realmente destaca el VLBI es en el tamaño de la apertura. Los conjuntos VLBI pueden buscar objetos del cielo invisibles por la mayoría de los otros medios. Con conjuntos de múltiples telescopios distantes, la apertura efectiva de estos conjuntos es tan grande como la distancia entre los telescopios. El tamaño de apertura efectiva del conjunto más grande es muchas veces el diámetro de la Tierra, lo que se logra utilizando telescopios espaciales como el satélite japonés HALCA (Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy) VSOP (VLBI Space Observatory Program).
Telescopios de espejo líquido
Es difícil fabricar espejos impecables que puedan ofrecer una mejora con respecto a telescopios espaciales como el Hubble y el JWST y que, al mismo tiempo, quepan en el carenado de un cohete. Y, cuanto más grande sea el espejo, más difícil es mantenerlo todo impecable y sin daños desde la fabricación hasta la órbita. Una solución al problema es el telescopio de espejo líquido, que utiliza un plato giratorio de metal líquido que forma su propia superficie parabólica, sin necesidad de pulir el espejo. Elegante, ¿no? Ya los hemos tenido en la Tierra: un telescopio de espejo líquido de 3 metros que la NASA construyó cerca de Alamogordo y otro en Canadá de más de seis metros de ancho.
Existe una idea ambiciosa: instalar un telescopio de espejo líquido en la Luna, específicamente dentro de un cráter, cuyas paredes protectoras protegerían al telescopio de la luz no deseada. Los espejos líquidos se autorreparan de una manera que ningún material conocido para lentes o espejos puede hacerlo. Uno de los planes prevé un sustrato líquido iónico de baja temperatura, en lugar de mercurio líquido o galio. El plan no está exento de desafíos, como la suposición de que la humanidad puede cooperar lo suficiente para llegar a la Luna y construir un observatorio de este tipo, y mucho menos dotarlo de personal y operarlo. Pero hace frío allí arriba en la Luna, lo que sería una clara ventaja para la astronomía infrarroja.
Pero ¿quién habría imaginado que 400 años después del telescopio de Galileo estaríamos hablando de verter un telescopio autorreparador en un cubo?
Fuente:
https://www.extremetech.com/science/how-do-telescopes-work-astronomy