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INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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LA HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA

La alta resolución angular

 

De la antigüedad a la edad media
El movimiento aparente de los planetas
Los principios de la astronomía
La astronomía en Mesopotamia
La astronomía de Egipto antiguo
La astronomía griega
La astronomía en tierra de Islam

La llegada de la astronomía moderna
Nicolás Copérnico
Tycho Brahe
Johannes Kepler
Galileo Galilei
Isaac Newton
La mecánica celeste

El nacimiento de la astrofísica
Las ondas luminosas
El análisis espectral, la temperatura y la composición química
El análisis espectral, el efecto Doppler y otras aplicaciones

La astronomía de los siglos XX y XXI
Anteojos y telescopios
La alta resolución angular
La radioastronomía
La astronomía en otras longitudes de onda
 

 

 

detalle_ocular_telescopio_de_La_Plata

Detalle del ocular del telescopio refractor Gran Ecuatorial Gautier en el observatorio de La Plata, provincia de Buenos Aires, Argentina.

La alta resolución angular

El aumento del tamaño de los telescopios en el curso de los siglos se tradujo por una enorme ganancia en la capacidad de recolectar la luz, así pues, de observar objetos cada vez más reducidos.

Por el contrario, verdaderamente no se acompañó de una gran progresión de la resolución angular de los telescopios, es decir, su capacidad de observar detalles cada vez más pequeños.

La turbulencia atmosférica

La responsabilidad de esta falta de progreso incumbe a la atmósfera terrestre. Esta última está, en efecto, constantemente animada por desplazamientos de masas de aire que dan origen a lo que se llama turbulencia atmosférica.

La consecuencia mayor de este fenómeno es desviar sin interrupción y de modo aleatorio los rayos luminosos que nos llegan del espacio. Es, por ejemplo, la turbulencia atmosférica que causa el centelleo bien conocido de las estrellas.

Para el astrónomo que trata de tomar una imagen de un cuerpo celeste, la turbulencia atmosférica se traduce por un desenfocado de la imagen, así pues, una pérdida de visibilidad de los pequeños detalles y una disminución del contraste. Por ejemplo, la imagen de una estrella, en lugar de ser casi puntual, parece más bien una mancha gruesa.

La turbulencia atmosférica impide, pues, a los grandes telescopios alcanzar su resolución angular teórica. El telescopio del Monte Palomar, a pesar de sus cinco metros y una capacidad enorme de recolectar la luz, posee una resolución angular similar a la de un telescopio de 10 centímetros de diámetro.

Sitios en altitud

Los astrónomos desde principios del último siglo han procurado superar, o por lo menos disminuir, los efectos nefastos de la turbulencia atmosférica.

La primera respuesta al problema consistió en tratar de minimizar el trayecto de la luz en la atmósfera construyendo observatorios en altitud.

Por ello, todos los grandes telescopios modernos se encuentran en la cumbre de montañas o volcanes. Citemos, por ejemplo, los telescopios en la cumbre del volcán Mauna Kea, a 4200 metros de altitud, en las islas Hawai; los telescopios de ESO, a 2400 metros de altitud, en Chile, o los de la Palma, en las Islas Canarias, también a 2400 metros. Desde estos lugares montañosos, las imágenes son mejores y la Resolución angular es mejorada por un factor dos o tres.

 

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Antes de que caiga otra noche clara y estrellada sobre el Observatorio Paranal de ESO, hogar del Very Large Telescope (VLT), el cielo produce una paleta de intensos colores, exhibiendo un bello espectáculo para los observadores. Estos colores sólo pueden ser vistos con esta profundidad desde locaciones tales como Paranal, donde la atmósfera es extraordinariamente pura. Mirando hacia el oeste, sobre el Océano Pacífico, el cielo de la puesta de Sol se vuelve naranja y rojo brillante. Sin embargo, en este caso, la fotografía mira hacia el Este, dando la espalda al Sol después de que se acaba de poner. La sombra gris-azulada sobre el horizonte es la sombra de nuestro propio planeta. Sobre ésta hay un brillo rosado conocido como el Cinturón de Venus, un fenómeno producido por la luz enrojecida de la puesta del Sol que es retroiluminada por la atmósfera de la Tierra.

En el centro de la fotografía está la cuarta Unidad de Telescopio (UT4) de 8,2 metros, parte del VLT. El nombre mapuche dado a UT4 es Yepun, que significa Venus. Tal como trabajan como telescopios individuales, grupos de dos o tres UTs pueden combinar su luz, usando una técnica llamada interferometría, que permite a los astrónomos ver detalles hasta 25 veces más finos que con telescopios individuales. El VLT también tiene cuatro Telescopios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros, alojados en cúpulas móviles ultra compactas, que están totalmente dedicados a observaciones interferométricas. Dos de los ATs se ven en el fondo, con un tercio escondido.

La estructura amarilla semejante a un marco al frente de Yepun es la Plataforma Izadora M1, usada cuando el gigantesco espejo primario del telescopio (M1) de 8,2 metros es periódicamente recubierto. El delicado espejo y su estructura de soporte, que juntos pesan 45 toneladas, son sacados de la cúpula del telescopio y lentamente transportados unos dos kilómetros a un edificio de mantención en el campamento base de Paranal. Este delicado proceso es realizado con el mayor cuidado. Crédito: ESO/José Francisco Salgado


El espacio

Hasta en los sitios de altitud, los efectos de la turbulencia atmosférica están todavía muy marcados. De hecho, el mejor medio de superarlos es poner un telescopio en órbita alrededor de la Tierra, a una distancia a la cual la atmósfera no es más que un recuerdo.

En el rango visible, esto se realizó en 1990, cuando un cohete espacial americano envió a órbita a una altitud de 600 kilómetros el telescopio espacial Hubble, con un espejo de 2.4 metros de diámetro.

Quitado de la atmósfera, el telescopio espacial es capaz de alcanzar la resolución angular teórica de un instrumento de su tamaño y, así pues, derrotar a todos los telescopios terrestres. Ahora da imágenes de una finura excepcional, haciendo aparecer detalles a veces diez veces más finos que sus competidores terrestres.

Además, esta ganancia en resolución angular se acompaña de una ganancia en contraste que le permite también observar objetos más reducidos.

Las capacidades notables del telescopio espacial le han permitido hacer grandes avances en la inmensa mayoría de las áreas de la astronomía, desde el estudio del sistema solar hasta la cosmología.

 

Hubble_01

 

El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82.
El telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), también conocido como telescopio orbital Hubble es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 kms. sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres. Crédito: NASA


La óptica adaptativa

Mientras que su colega espacial acumulaba sus primeros éxitos, los telescopios terrestres no se quedaban con los brazos cruzados.

Los años 1990, en efecto, han estado marcados por el desarrollo de una nueva técnica, llamada óptica adaptativa, que permite a los telescopios librarse en parte de los problemas vinculados a la turbulencia atmosférica.

Un sistema de óptica adaptativa analiza la luz que proviene del objeto estudiado para determinar de qué modo sus rayos han sido afectados en el paso por la atmósfera. Esta información es entonces utilizada para modificar la forma de un espejo flexible y deformable una centena de veces por segundo.

Estas modificaciones de forma permiten compensar las perturbaciones atmosféricas, y la luz reflejada vuelve a salir prácticamente como si jamás hubiera sido perturbada.

Esta técnica ya ha sido utilizada con éxito sobre varios telescopios grandes, incluyendo el VLT del observatorio europeo austral (ESO) en Chile.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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