Historia del telescopio para niños
La historia del telescopio es muy importante para entender cómo vemos el Universo hoy. Todo comenzó alrededor de 1609, cuando Galileo Galilei usó por primera vez su telescopio para mirar el cielo. Desde entonces, este instrumento ha mejorado mucho.
Al principio, era un aparato sencillo con dos lentes en un tubo. Ahora, son sistemas complejos de observatorios conectados por computadora, tanto en la Tierra como en el espacio.
Gracias al telescopio, hemos confirmado que la Tierra gira alrededor del Sol (el sistema heliocéntrico de Nicolás Copérnico). También hemos aprendido mucho sobre los planetas de nuestro Sistema Solar, las estrellas, las galaxias y las leyes que rigen el Universo.
Las mejoras tecnológicas, especialmente en la óptica, han sido clave. Esto llevó a que los telescopios refractores (con lentes) y los reflectores (con espejos) compitieran por ser cada vez más potentes. Hoy, los grandes observatorios usan redes de telescopios que estudian todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.
Contenido
¿Cómo surgieron los primeros telescopios?
Los primeros telescopios aparecieron en 1608 en los Países Bajos. Se cree que Hans Lippershey fue el primero en patentar uno. Otros que también dijeron haberlo inventado fueron Zacharias Janssen y Jacob Metius. Algunas investigaciones sugieren que pudo haber sido inventado antes, en 1590, por el español Juan Roget.
Los primeros telescopios refractores tenían una lente convexa (como una lupa) en la parte delantera y una lente cóncava en el ocular (donde se mira). Galileo usó este diseño en 1609. En 1611, Johannes Kepler describió un telescopio diferente, con dos lentes convexas. Hacia 1655, astrónomos como Christiaan Huygens construían telescopios keplerianos muy potentes.
El primer telescopio reflector "práctico" fue construido por Isaac Newton en 1668. Su diseño usaba un pequeño espejo plano para desviar la luz del espejo principal hacia un ocular lateral. Laurent Cassegrain mejoró este diseño en 1672, usando un espejo secundario convexo que reflejaba la luz a través de un agujero en el espejo principal.
Las lentes acromáticas reducen los errores de color en las imágenes. Aparecieron por primera vez en 1733 en un telescopio de Chester Moore Hall, pero él no lo hizo público. John Dollond descubrió su importancia y empezó a venderlos en 1758.
Los telescopios reflectores mejoraron con los grandes espejos parabólicos de John Hadley (1721), el proceso de plateado de espejos de vidrio de Léon Foucault (1857) y los recubrimientos de aluminio de John Donavan Strong (1932). El telescopio Ritchey-Chrétien, inventado alrededor de 1910, es usado por muchos telescopios modernos, como el Telescopio espacial Hubble, por su amplio campo de visión.
Entre 1850 y 1900, los reflectores tenían problemas porque sus espejos metálicos perdían brillo. Esto llevó a la construcción de muchos grandes refractores. El más grande fue el del Observatorio Yerkes en 1897, con una lente de 1 metro de diámetro. Sin embargo, las lentes grandes se deformaban por su propio peso. A partir de 1900, se construyeron reflectores con espejos de vidrio cada vez más grandes, como el Telescopio Hooker (2.5 metros) y el Telescopio Hale (5 metros).
Desde 1900, la mayoría de los grandes telescopios de investigación son reflectores. Entre 1975 y 1985, se construyeron muchos telescopios de 4 metros en lugares altos como Hawái o el desierto de Atacama en Chile. La montura altazimutal controlada por computadora (1970) y la óptica activa (1980) permitieron construir telescopios aún más grandes, como el Observatorio W. M. Keck (10 metros) y el Very Large Telescope (8 metros).
La era del radiotelescopio comenzó con el descubrimiento de Karl Guthe Jansky en 1931 de que había fuentes de radio en el espacio. En el siglo XX, se desarrollaron muchos tipos de telescopios para observar todo el espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma. Los primeros observatorios espaciales (después de 1960) permitieron ver bandas que no se pueden observar desde la Tierra, como los rayos X y la radiación infrarroja.
Los telescopios ópticos
¿Cómo se inventó el telescopio?
Bases de la óptica
Las lentes y sus propiedades se conocían mucho antes de que se inventara el telescopio. Lentes simples de cuarzo se usaban desde hace mucho tiempo. Claudio Ptolomeo escribió sobre la reflexión, la refracción y el color de la luz en el siglo II. En el siglo X, el sabio persa Ibn Sahl hizo descripciones ópticas muy avanzadas.
En Europa, en el siglo XII, se usaban "piedras de lectura" (lentes de aumento). Las primeras gafas para ver de cerca se inventaron en Italia a finales del siglo XIII. Nicolás de Cusa inventó las lentes cóncavas para la miopía en 1451. Así, muchas personas pudieron descubrir los principios del telescopio combinando lentes cóncavas y convexas. En el siglo XIII, Roberto Grosseteste escribió que se podrían hacer cosas para ver objetos lejanos como si estuvieran cerca.
Roger Bacon, alumno de Grosseteste, pudo haber descrito un aparato de aumento en el siglo XIII, pero no hay pruebas de que construyera uno.
Desarrollos antes del siglo XVII
Hay documentos que sugieren que los principios de los telescopios se conocían en el siglo XVI. Escritos de John Dee y Thomas Digges (1570-1571) mencionan que Leonard Digges (padre de Thomas) usaba telescopios. William Bourne también lo confirmó en 1580. Estos pudieron ser instrumentos experimentales y no se hicieron muy conocidos.
Thomas Digges describió el aparato de su padre así: "Mi padre, con sus prácticas, pudo descubrir cosas lejanas, leer cartas o contar monedas a siete millas de distancia, y ver lo que pasaba en lugares privados al instante." Aunque Digges pudo haber hecho un instrumento básico, ver detalles de monedas a siete millas estaba más allá de la tecnología de la época.
En Italia, Giovanni Battista della Porta mencionó un posible telescopio en 1586, diciendo que podía "...hacer vidrios para poder reconocer a un hombre a varias millas de distancia." En su libro Natural Magic (1589), escribió: "Con una lente cóncava verás cosas lejanas muy claramente. Con una lente convexa, las cosas cercanas se hacen mayores. Si se sabe cómo encajar ambas, se verán ambas cosas a lo lejos, y las cosas cerca de la mano, tanto mayores como claras." Della Porta no le dio mucha importancia a la idea del telescopio en ese momento. También se ha dicho que el catalán Juan Roget inventó un instrumento similar.
Los primeros telescopios conocidos
El uso práctico del telescopio se conoció en los Países Bajos en 1608. Se atribuye la invención a Hans Lippershey, Zacharias Janssen y Jacob Metius. Hans Lippershey solicitó una patente el 2 de octubre de 1608 para un instrumento "para ver de lejos como si se estuviera cerca". No recibió la patente porque otro fabricante ya había presentado una solicitud similar. Sin embargo, el gobierno holandés lo recompensó por su diseño.
Los telescopios holandeses originales tenían una lente convexa y una lente cóncava, lo que permitía ver las imágenes sin que estuvieran invertidas. El diseño original de Lippershey solo aumentaba 3 veces. Se produjeron muchos en los Países Bajos y se extendieron rápidamente por Europa.
Galileo estaba en Venecia en junio de 1609 cuando oyó hablar de las "lentes holandesas" que hacían que los objetos distantes se vieran más grandes. Galileo dijo que pudo construir su primer telescopio al día siguiente de regresar a Padua. Consistía en una lente convexa y una cóncava en un tubo de plomo. Días después, construyó uno mejor y lo llevó a Venecia, donde lo presentó al dogo Leonardo Donato. El senado recompensó a Galileo con un puesto de profesor vitalicio y el doble de sueldo.
Galileo mejoró su telescopio y pronto hizo instrumentos con mayor aumento. Su primer telescopio aumentaba 3 veces, pero luego hizo uno de 8 y finalmente uno de 33 aumentos. Con este último, descubrió en 1610 las lunas galileanas de Júpiter, las manchas solares, las fases de Venus y las montañas de la Luna. Thomas Harriot pudo haber hecho los primeros dibujos de la Luna con un telescopio de Galileo en julio de 1609. Galileo demostró que los satélites de Júpiter giraban alrededor del planeta, descubrió la rotación del Sol y apoyó la teoría heliocéntrica de Copérnico frente al modelo de Claudio Ptolomeo.
El instrumento de Galileo fue el primero en llamarse "telescopio". La palabra fue inventada por el poeta griego Giovanni Demisiani en 1611. Viene de dos palabras griegas: tele = 'lejos' y skopein = 'mirar o ver'; Teleskopos = 'visor de lo lejano'.
Estos logros de Galileo, junto con sus mejoras al instrumento, hicieron que se le diera mucho crédito a él, y el nombre de telescopio refractor se usó universalmente para el tipo de instrumento inventado por Lippershey.
Otras mejoras
Telescopios refractores
Johannes Kepler explicó la teoría de un telescopio con dos lentes convexas en su libro 'Catóptrica' (1611). La primera persona en construir uno así fue el jesuita Christoph Scheiner, quien lo describió en su obra Rosa Ursina (1630).
William Gascoigne descubrió que el diseño de Kepler permitía colocar un objeto pequeño en el punto donde se unían las imágenes del objetivo y el ocular. Esto llevó a la invención del micrómetro, usado en instrumentos astronómicos de precisión. A mediados del siglo XVII, el telescopio de Kepler se hizo popular porque tenía un campo de visión mucho más amplio que los de Galileo.
Los primeros telescopios keplerianos potentes fueron construidos por Christiaan Huygens y su hermano. Uno de ellos (con una lente de 56.9 mm de diámetro y 3.65 m de largo) le permitió descubrir en 1655 Titán, la luna más brillante de Saturno. En 1659, publicó su "Systema Saturnium", donde explicó por primera vez los anillos de Saturno basándose en sus observaciones.
Telescopios refractores muy largos
La claridad de la imagen en el telescopio de Kepler estaba limitada por la aberración cromática (errores de color) causada por las lentes. Para superarlo, se necesitaban objetivos con distancias focales muy largas. Giovanni Cassini descubrió en 1672 la quinta luna de Saturno (Rhea) con un telescopio de 11 m de largo. Astrónomos como Johannes Hevelius construyeron telescopios de hasta 45 m. Estos telescopios eran muy difíciles de usar porque sus largos tubos se doblaban y vibraban con el viento, y a veces se caían.
Telescopios aéreos
Debido a los problemas de los tubos largos, algunos telescopios de refracción construidos después de 1675 no tenían tubo. El objetivo se montaba en la parte superior de un poste o estructura alta, y se apuntaba con cadenas o varillas. El ocular se sostenía con la mano o en un soporte. Estos instrumentos se llamaron "telescopios aéreos". Se cree que los inventaron Christiaan Huygens y su hermano Constantijn Huygens, Jr.. Ellos hicieron objetivos de hasta 220 mm de diámetro y 64 m de largo. Otros, como Adrien Auzout, construyeron telescopios de hasta 180 m. Eran muy difíciles de usar y requerían mucha habilidad. Cassini los usó para descubrir la tercera y cuarta luna de Saturno en 1684.
Telescopios reflectores
La capacidad de un espejo curvo para formar una imagen se conocía desde los tiempos de Euclides y fue estudiada por Alhacén en el siglo XI. Galileo y otros pensaron en construir un telescopio con un espejo como objetivo. Niccolò Zucchi intentó reemplazar la lente de un telescopio refractor con un espejo cóncavo de bronce en 1616, pero no tuvo éxito.
En 1636, Marin Mersenne propuso un telescopio con un espejo primario parabólico y un espejo secundario que reflejara la imagen a través de un agujero en el espejo primario. James Gregory lo analizó en su libro Optica Promota (1663). Dijo que un telescopio reflector con un espejo parabólico no tendría errores de forma ni de color. El diseño lleva su nombre: "telescopio gregoriano". Pero Gregory no pudo encontrar a nadie que construyera sus ideas.
En 1666, Isaac Newton pensó que los problemas de claridad en los telescopios refractores se debían a que las lentes refractaban los diferentes colores de la luz de forma distinta. Él creyó, erróneamente, que no se podían mejorar los telescopios refractores. Sus experimentos con espejos mostraron que no producían errores de color. Para probar sus ideas, Newton construyó un telescopio reflector. Terminó el primero en 1668, el reflector funcional más antiguo conocido.
Newton usó una aleación de estaño y cobre llamada speculum para el espejo. Pulió sus espejos con forma esférica para simplificar la construcción. Añadió un "espejo plano diagonal" secundario cerca del foco del espejo principal para reflejar la imagen a 90 grados hacia el ocular lateral. Esto permitía ver la imagen con poca obstrucción. El primer telescopio reflector de Newton tenía un espejo de 3.3 cm y una relación focal de f/5. Con él, pudo ver las cuatro lunas galileanas de Júpiter y las fases de Venus. Hizo un segundo telescopio con 38 aumentos, que presentó a la Royal Society en 1672. Este tipo de instrumento se llama todavía telescopio newtoniano.
Una tercera forma de telescopio reflector, el "reflector Cassegrain", fue ideada en 1672 por Laurent Cassegrain. Tenía un pequeño espejo secundario convexo que reflejaba la luz a través de un agujero central en el espejo principal.
No hubo grandes avances en los reflectores durante 50 años, hasta que John Hadley desarrolló métodos para fabricar espejos asféricos de precisión. En 1721, presentó el primer reflector newtoniano parabólico a la Royal Society, con un espejo de 15 cm de diámetro. Demostró que la invención de Newton no era solo una teoría.
James Short empezó a construir telescopios gregorianos en la década de 1730. Usó espejos metálicos de speculum con formas parabólicas y elípticas. Se dedicó a fabricar y vender telescopios, haciendo una fortuna.
Como los espejos secundarios de speculum reducían la luz, algunos diseñadores intentaron eliminarlos. En 1762, Mijaíl Lomonósov presentó un telescopio reflector con el espejo primario inclinado, para que la imagen se viera directamente sin obstrucción. Esta idea no se publicó hasta 1827 y se llamó telescopio Herscheliano, por un diseño similar de William Herschel.
Hacia 1774, William Herschel (maestro de música en Bath, Inglaterra) empezó a construir espejos para telescopios reflectores. En 1778, construyó un telescopio de 2.1 m de largo con un espejo de 16 cm, con el que hizo sus primeros descubrimientos. En 1783, completó un reflector de 46 cm de diámetro y 6.1 m de largo. En 1789, terminó su telescopio reflector más grande, con un espejo de 120 cm y 12 m de largo (conocido como telescopio de 40 pies). Para reducir la pérdida de luz, Herschel eliminó el espejo diagonal y ladeó el espejo primario. Este diseño se llama telescopio herscheliano. Descubrió la sexta luna de Saturno, Encélado, la primera noche que lo usó (28 de agosto de 1789), y el 17 de septiembre, su séptima luna, Mimas. Fue el telescopio más grande del mundo por más de 50 años, pero era difícil de manejar.
En 1845, William Parsons construyó su reflector newtoniano de 180 cm, conocido como el "Leviatán de Parsonstown", con el que descubrió galaxias espirales.
Todos estos grandes reflectores tenían el problema de que sus espejos de speculum perdían brillo rápidamente por la oxidación. Esto significaba que se necesitaban varios espejos para cada telescopio, ya que debían ser pulidos de nuevo con frecuencia, lo que podía cambiar su forma.
Telescopios refractores acromáticos
Desde la invención de los primeros telescopios refractores, se pensó que los errores de color se debían a la forma imperfecta de las lentes. Los ópticos intentaron corregirlos. Isaac Newton descubrió en 1666 que la verdadera causa era que la luz se refractaba de forma diferente al pasar por el vidrio. Esto llevó a experimentar con lentes de más de un tipo de vidrio para corregir los errores. Se buscaba crear una "lente acromática" que enfocara todos los colores en un solo punto.
La primera persona en fabricar un telescopio refractor acromático práctico fue Chester Moore Hall de Essex. Él notó que el ojo humano corrige los errores de color. Descubrió que combinando dos tipos diferentes de vidrio, se podía hacer una lente acromática que corregía los efectos de la refracción desigual de dos colores (rojo y azul). En 1733, construyó lentes de telescopio con muy poca aberración cromática. Uno de sus instrumentos tenía un objetivo de 6.4 cm y una distancia focal de 51 cm.
Hall no publicó su invento. En un juicio sobre los derechos de patente de John Dollond, Hall reconoció ser el inventor. Sin embargo, el tribunal decidió que el derecho a beneficiarse de un invento no era solo del inventor original, sino de quien lo hiciera público para el bien de la humanidad.
En 1747, el matemático Leonhard Euler demostró la posibilidad de corregir los errores de color y de forma de una lente. Él creía que, al igual que el ojo humano, se podían combinar lentes de diferentes materiales para crear un objetivo perfecto. Sus intentos de construir uno no tuvieron éxito, lo que atribuyó a la dificultad de hacer lentes con la precisión necesaria. John Dollond estuvo de acuerdo con el análisis de Euler, pero no con su teoría sobre la luz, diciendo que contradecía los experimentos de Newton.
En 1754, Euler envió otro artículo a la Academia de Berlín, donde dedujo sus resultados anteriores. Euler nunca dudó de los experimentos de Newton.
Dollond recibió un resumen de un documento del matemático sueco Samuel Klingenstierna, que le hizo dudar de la exactitud de los resultados de Newton sobre la dispersión de la luz. Klingenstierna demostró que los resultados de Newton contradecían otros hechos aceptados sobre la refracción.
Dollond probó el experimento de Newton y confirmó las conclusiones de Klingenstierna. Encontró una gran diferencia en las cualidades de refracción de los diferentes tipos de vidrio. Esto lo llevó a construir lentes que corregían la aberración cromática y luego la esférica.
Dollond conocía las condiciones para los telescopios refractores acromáticos, pero había confiado en los experimentos de Newton. Sus escritos muestran que, sin esa confianza, habría llegado al descubrimiento antes. En 1765, Peter Dollond (hijo de John Dollond) introdujo el objetivo triple, que combinaba dos lentes convexas de vidrio crown con una lente cóncava de vidrio flint entre ellas.
La dificultad para conseguir discos de vidrio (especialmente de vidrio flint) puros y homogéneos limitaba el tamaño de las lentes. La Academia de Ciencias de Francia ofreció un premio para quien pudiera presentar grandes discos de vidrio de sílex perfectos, pero fue en vano.
Sin embargo, los problemas de los espejos metálicos de los reflectores llevaron a construir grandes telescopios refractores. Hacia 1866, los refractores alcanzaron los 46 cm de apertura. En 1897, el refractor del Observatorio Yerkes alcanzó su límite práctico con 100 cm de apertura. El telescopio de la Gran Exposición Universal de París (1900), con 1.25 m, fue el más grande jamás construido, pero fue desmantelado. No se podían construir refractores más grandes debido a la gravedad sobre la lente. Una lente solo se apoya por los bordes, y el centro de una lente grande se deforma por su propio peso, distorsionando la imagen.
Grandes telescopios reflectores
En 1856-1857, Karl August von Steinheil y Léon Foucault inventaron un proceso para depositar una capa de plata sobre espejos de vidrio. La plata es más reflectante y duradera que el speculum, y se podía quitar y volver a poner sin cambiar la forma del vidrio. A finales del siglo XIX, se empezaron a construir reflectores con espejos de vidrio plateado grandes. A principios del siglo XX, se construyeron los primeros grandes reflectores de investigación "modernos" para tomar fotos precisas. El telescopio Hale, de 60" (1.5 m), se inauguró en 1908 en el Observatorio del Monte Wilson. En 1917, se añadió uno de 100" (2.5 m) en el mismo lugar. Estos telescopios permitían quitar sus espejos principales para volver a platearlos cada pocos meses.
John Donavan Strong desarrolló una técnica para recubrir espejos con una capa de aluminio mucho más duradera, usando evaporación en vacío térmica. En 1932, fue el primero en "aluminizar" un espejo. Tres años después, los telescopios de 60" y 100" del Monte Wilson fueron los primeros grandes reflectores con espejos aluminizados.
En 1948, se terminó el Telescopio Hale en el Observatorio Palomar, con un espejo de 200" (5 m). Fue el telescopio más grande del mundo hasta que Rusia terminó el BTA-6 (6.05 m) 27 años después. El reflector Hale introdujo innovaciones como rodamientos hidrostáticos (para baja fricción), el Serrurier truss (para compensar la gravedad en los espejos) y el uso de vidrio Pyrex (que se expande poco) para los espejos. Los telescopios mucho más grandes tuvieron que esperar nuevos métodos para mantener la forma del espejo.
Ópticas activa y adaptativa
La década de 1980 trajo dos nuevas tecnologías para construir telescopios más grandes y mejorar la imagen: óptica activa y óptica adaptativa. En la óptica activa, un analizador detecta los errores de la imagen de las estrellas varias veces por minuto. Una computadora controla los soportes del espejo principal y la posición del espejo secundario para mantener la óptica perfecta. Este proceso es lento para corregir el desenfoque atmosférico, pero permite usar espejos delgados de hasta 8 m de diámetro o espejos segmentados aún más grandes. Esta técnica fue pionera en el ESO Telescopio de Nueva Tecnología a finales de los 80. En los 90, aparecieron telescopios gigantes con óptica activa, como los dos telescopios de 10 m del Observatorio W. M. Keck (1993). Otros telescopios gigantes incluyen los del Observatorio Gemini, los cuatro telescopios del Very Large Telescope, el Gran telescopio binocular y el Gran Telescopio Canarias.
La óptica adaptativa usa un principio similar, pero las correcciones se aplican cientos de veces por segundo para compensar la distorsión rápida causada por la atmósfera terrestre. Mide las distorsiones en una onda de luz y las corrige rápidamente usando pequeños espejos deformables o filtros de cristal líquido. Esta idea fue propuesta por Horace W. Babcock en 1953, pero no se usó en telescopios astronómicos hasta los avances en computadoras y detectores en los 90. La óptica adaptativa necesita una estrella brillante cerca del punto observado (o una "estrella artificial" creada con un láser).
Aun así, con una sola estrella o láser, las correcciones solo funcionan en un campo de visión muy pequeño. Los sistemas actuales en telescopios de 8-10 m funcionan principalmente en longitudes de onda infrarrojas. Se están desarrollando sistemas con múltiples rayos láser para obtener mejor corrección en longitudes de onda visibles.
Otras longitudes de onda
El siglo XX vio la construcción de telescopios que podían producir imágenes usando longitudes de onda diferentes a la luz visible. Esto comenzó en 1931, cuando Karl Guthe Jansky descubrió objetos astronómicos que emitían ondas de radio. Después de la Segunda Guerra Mundial, surgió una nueva era de la astronomía con telescopios para observar otras partes del espectro electromagnético, desde las ondas de radio hasta los rayos gamma.
Radiotelescopios
La radioastronomía comenzó en 1931, cuando Karl Guthe Jansky descubrió que la Vía Láctea emitía ondas de radio. Basándose en su trabajo, Grote Reber construyó un radiotelescopio más avanzado en 1937, con una antena parabólica de 9.6 m. Con él, descubrió varias fuentes de radio inexplicables. El interés en la radioastronomía creció después de la Segunda Guerra Mundial, con la construcción de parábolas mucho más grandes como la de 76 m del Observatorio Jodrell Bank (1957), la de 91 m del Green Bank Telescope (1962) y la de 100 m del telescopio Effelsberg (1971). El enorme radiotelescopio de Arecibo (1963), con 300 m de diámetro, se construyó fijo en una depresión natural.
No todos los radiotelescopios son grandes parábolas. Por ejemplo, el Mills Cross Telescope (1954) usó una matriz de dos líneas perpendiculares de antenas de 460 m. Las ondas de radio de alta energía se conocen como microondas, y han sido importantes desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1964. Muchos radiotelescopios terrestres pueden detectarlas, pero se estudian mejor desde el espacio porque el vapor de agua las debilita. El COBE (1989) revolucionó el estudio de la radiación de fondo de microondas.
Para mejorar la baja resolución de estos aparatos, los radiotelescopios fueron los primeros en usar la interferometría. Esto significa que dos o más instrumentos separados observan la misma fuente al mismo tiempo. La interferometría de muy larga base extendió esta técnica a miles de kilómetros, aumentando la resolución a milisegundos de arco. El Gran Telescopio Milimétrico (desde 2006) detecta longitudes de onda entre 0.85 y 4 mm, uniendo los telescopios submilimétricos y los radiotelescopios.
Telescopios de infrarrojos (0.7 micrones - 1 mm)
Como la radiación infrarroja es absorbida por la atmósfera, la astronomía infrarroja se realiza en montañas altas para minimizar la absorción del vapor de agua. La mayoría de los telescopios ópticos en altitudes elevadas pueden obtener imágenes en infrarrojo con detectores adecuados. Algunos telescopios como el UKIRT de 3.8 m y el IRTF de 3 m (ambos en el Mauna Kea) detectan radiación infrarroja. El lanzamiento del satélite IRAS en 1983 revolucionó la astronomía infrarroja desde el espacio. Este telescopio reflector de 60 cm operó durante nueve meses y detectó más de 245,000 fuentes infrarrojas, multiplicando por 100 el número conocido.
Telescopios ultravioleta (10 nm - 400 nm)
Los telescopios ópticos crean imágenes en el ultravioleta cercano. Sin embargo, la capa de ozono en la estratosfera absorbe la radiación ultravioleta más corta que 300 nm, por lo que la mayoría de la astronomía ultravioleta se hace con satélites. Los telescopios ultravioleta se parecen a los ópticos, pero no usan espejos de aluminio convencionales. En su lugar, usan recubrimientos como fluoruro de magnesio o fluoruro de litio. El satélite Orbiting Solar Observatory ya hizo observaciones ultravioleta en 1962. El International Ultraviolet Explorer (1978) estudió el cielo durante 18 años con un telescopio de 45 cm. La astronomía en el ultravioleta extremo (10-100 nm) es una disciplina aparte y usa técnicas de rayos X. El Extreme Ultraviolet Explorer (1992) fue un satélite que operó en estas longitudes de onda.
Telescopios de rayos X (0.01 nm - 10 nm)
Los rayos X del espacio no llegan a la Tierra, así que la astronomía de rayos X se hace por encima de la atmósfera. Los primeros experimentos se hicieron con cohetes de vuelo suborbital, detectando rayos X del Sol (1948) y las primeras fuentes galácticas: Scorpius X-1 (1962) y la Nebulosa del Cangrejo (1962). Desde entonces, los telescopios de rayos X (telescopios Wolter) usan espejos anidados que desvían los rayos X a un detector. Algunos observatorios en órbita hicieron trabajo de rayos X a finales de los 60, pero el primer satélite dedicado fue el Uhuru (1970), que descubrió 300 fuentes. Satélites posteriores incluyen el EXOSAT (1983), ROSAT (1990), Chandra (1999) y Newton (1999).
Telescopios de rayos gamma (menos de 0.01 nm)
Los rayos gamma son absorbidos por las capas altas de la atmósfera terrestre, así que la mayoría de la astronomía de rayos gamma se hace con satélites. Los telescopios de rayos gamma usan contadores de centelleo, cámaras de chispas y detectores electrónicos. La resolución de estos aparatos es muy baja. Se hicieron experimentos con globos en los 60, pero la astronomía de rayos gamma comenzó con el lanzamiento del satélite OSO 3 en 1967. Los primeros satélites dedicados fueron el SAS B (1972) y el Cos B (1975). El Observatorio de rayos gamma Compton (1991) fue una gran mejora. Los rayos gamma de muy alta energía (más de 200 GeV) se pueden detectar desde la Tierra a través de la radiación de Cherenkov que producen al pasar por la atmósfera. Se han construido varios telescopios de imagen Cherenkov, como el High Energy Gamma Ray Astronomy (1987), el STACEE (2001), el HESS (2003) y el MAGIC (2004).
Telescopios interferométricos
En 1868, el físico francés Hippolyte Fizeau notó que la forma en que los espejos o lentes de un telescopio convencional se organizaban se parecía a una transformada de Fourier de las ondas de luz. Como esta transformación matemática se entendía bien, dedujo que usando una serie de pequeños instrumentos se podría medir el diámetro de una estrella con la misma precisión que con un solo telescopio tan grande como toda la serie. Esta técnica se conocería como interferometría astronómica. No fue hasta 1891 cuando Albert Abraham Michelson usó esta técnica para medir los diámetros angulares de los satélites de Júpiter. Treinta años después, Michelson y Francis G. Pease hicieron la primera medición interferométrica directa del diámetro de una estrella en 1921, usando su interferómetro de 6.1 m en el telescopio Hooker de 100".
El siguiente gran avance fue en 1946, cuando Ryle y Vonberg detectaron nuevas fuentes de radio cósmicas construyendo un interferómetro de Michelson para radioastronomía. Las señales de dos antenas de radio se combinaban electrónicamente para producir interferencias. El telescopio de Ryle y Vonberg usaba la rotación de la Tierra para explorar el cielo en una dimensión. Con el desarrollo de computadoras más grandes que podían calcular rápidamente las transformadas de Fourier, se desarrollaron los primeros instrumentos de síntesis de apertura. Estos podían obtener imágenes de alta resolución sin necesidad de un reflector parabólico gigante. Esta técnica se usa ahora en la mayoría de las observaciones de radioastronomía. Los radioastrónomos desarrollaron métodos para hacer imágenes de síntesis de apertura de Fourier usando grupos de telescopios mucho más grandes, a menudo repartidos por varios continentes. En los 80, esta técnica se extendió a la luz visible y a la astronomía infrarroja, dando las primeras imágenes ópticas e infrarrojas de muy alta resolución de estrellas cercanas.
En 1995, esta técnica de imagen se perfeccionó con el Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope (COAST), un grupo de telescopios ópticos separados, lo que mejoró aún más la resolución. Las mismas técnicas se han aplicado en otras redes de telescopios astronómicos, como el Navy Prototype Optical Interferometer, la CHARA array y la matriz del IOTA. En 2008, Max Tegmark y Matías Zaldarriaga propusieron un diseño de "Telescopio de Transformada Rápida de Fourier" que podría prescindir de lentes y espejos cuando las computadoras puedan hacer todas las transformaciones de Fourier necesarias.
Galería de imágenes
-
Ocular de un telescopio galileano (c. 1620)
-
Leviatán de Parsonstown (1869)
-
Observatorio Paranal
_(14778071311).jpg)
Véase también
En inglés: History of the telescope Facts for Kids
- Lista de telescopios espaciales
- Historia de la astronomía
- Historia de la interferometría astronómica
- Cronología de la tecnología del telescopio
- Cronología de telescopios, observatorios y tecnología de observación
- Año Internacional de la Astronomía 2009, conmemorando el 400 aniversario de las primeras observaciones astronómicas de Galileo utilizando su telescopio
- Anexo:Mayores telescopios refractores ópticos
- Anexo:Tipos de telescopios
- Astronomía visible
- Hyeronymus Sirturus
