Apéndice 5. La Fascinante y Sencilla Teoría del Telescopio
De Mienciclo E-books
Contenido |
Introducción
LOS fundamentos del telescopio son los que a continuación vamos a explicar, no sin antes recordar algunas nociones de óptica geométrica.
— En las lentes convergentes, los rayos que llegan paralelos a su eje concurren en un punto llamado foco real de la lente (FC). (Figura 1a).
— En las lentes divergentes, los rayos que llegan
paralelos a su eje divergen a la salida de ésta, de tal manera que, si nos imaginamos los rayos divergentes prolongados, parece como si todos ellos partieran de un punto situado delante de ella, llamado foco virtual (Fd). (Figura 1b).
— Los rayos que pasan por el centro óptico de la lente no se desvían, tanto en las lentes convergentes como en las divergentes. (Figura 2a y 2b.)
— En general, los rayos que llegan a una lente se refractan según la ley enunciada por Snell en 1628 (Figuras 3a, 3b y 3c).
de snell:
n1 · sen et = n2 · sen e2; siendo nt y n2 los ángulos que forman la normal con los rayos incidente y refractado, respectivamente.
Imagen producida por una lente
Para construir la imagen producida por una lente, seguiremos las reglas dadas en el apartado anterior, pero, para trabajar con más facilidad, sólo utilizarerños en nuestro trazado rayos paralelos al eje y rayos que pasen por el centro óptico. Comenzaremos estudiando las lentes convergentes; para ello tendremos que considerar dos casos:
Primero: (Figura 4a) El objeto está situado a una distancia mayor que la distancia focal, distancia lente-foco, en cuyo caso obtenemos una imagen real (es decir, que se puede recoger en una pantalla), invertida y de menor tamaño que el objeto.
Segundo: (Figura 4b) El objeto está situado entre el foco y la lente, la imagen que obtenemos es virtual (no se puede recoger en una pantalla), derecha y mayor que el objeto. La lupa es un ejemplo característico de este caso.
Ahora (Figura 4c) observamos una lente divergente: la imagen que da de cualquier objeto será virtual, derecha y menor que el objeto, sea cual fuere el lugar donde éste estuviera situado.
Anteojo de galileo
Un anteojo se compone fundamentalmente de dos lentes, una llamada objetivo —por dirigirse al objeto a observar— y otra llamada ocular —por ser en la que aplicamos el ojo, «oculus» en latín—. En el anteojo de Galileo, el objetivo es una lente convergente, y el ocular una lente divergente, dispuestas ambas de tal modo que sus focos coincidan. (Figura 5).
Los rayos procedentes del objeto, al atravesar el objetivo, tienden a formar una imagen real, invertida y menor (I’), pero, al atravesar el ocular, se separan, por lo que la imagen se forma prolongando estos rayos en su sentido contrario, y el ojo que los recibe ve en I” una imagen derecha y mayor que I’.
El ángulo bajo el cual nuestra pupila ve cualquier objeto se llama diámetro aparente del mismo. El efecto producido por un anteojo no es aumentar el tamaño del objeto, sino aumentar su diámetro aparente; es decir, nos produce la misma sensación que cuando nos aproximamos a un objeto, o bien éste a nosotros. (Figura 6).
Anteojo astronómico
También llamado «de Kepler» por ser él quien lo ideó teóricamente, aunque fue Scheider, en 1615, su primer constructor, el cual lo describió en un libro publicado quince años más tarde. La innovación introducida respecto al anteojo de Galileo es cambiar la lente divergente del ocular por una convergente, que actúa de lupa sobre la imagen que nos da el objetivo. (Figura 7).
En el anteojo astronómico también coinciden los focos del objetivo y del ocular, por lo que presenta el inconveniente de aumentar la longitud del aparato, encareciendo su construcción y haciéndolo de más difícil manejo. (Figuras 8a y 8b). Otro inconveniente es que produce una imagen invertida del objeto. Sin embargo, es muy útil en astronomía por varias razones; primera, permite observar objetos más alejados que con el anteojo de Galileo; segunda, sus aberraciones cromáticas son menores y, por último, se le puede dotar de un retículo en el ocular que nos permitirá medir distancias regulares. (Figura 9).
Teniendo en cuenta las ventajas e inconvenientes que cada uno de los dos tipos de anteojos presentan, el de Kepler es utilizado para observar astros y planetas, mientras que el de Galileo, también llamado terrestre, es más idóneo para pequeñas distancias (prismáticos, etc.).
La aberración cromática
Un fenómeno que a todos nos ha llamado la atención desde la infancia, por su colorido y curiosidad, es el arco iris o los colores que aparecen cerca de los prismas de cristal. Este efecto es debido a lo siguiente; si un rayo de luz incide sobre un prisma, se descompone en los seis colores elementales (Figura 10). Lo mismo ocurre cuando los rayos procedentes de un objeto cualquiera inciden sobre una lente, por lo que la imagen que ésta ofrece es borrosa, con colores a lo largo de la misma (Figura 11). Este fenómeno llamado aberración cromática es menor, como antes dijimos, en el anteojo de Kepler que en el de Galileo.
Huygens (1629-1695) consigue atenuar los efectos de la aberración cromática trabajando con objetivos de gran distancia focal y con un ocular compuesto por dos lentes planoconvexas (Figura 12). Ya en el siglo XVIII, Ramsden modificó el ocular
de Huygens, cambiando la posición de las lentes y sus distancias focales, logrando reducir la aberración. (Figura 13).
Sin embargo, hasta 1758, cuando el inglés Dollond construyó un objetivo formado por dos lentes de distintas clases de vidrios, una convergente llamada flint glass y otra divergente, crown glass (figura 14), no se conseguiría resolver el problema casi totalmente.
Hemos visto como se solucionaron diversos problemas que presentaban los anteojos de Galileo y Kepler sin variar sus fundamentos básicos, aun cuando en 1650 Gregory, para eliminar la aberración cromática producida por la refracción de la
luz, toma un camino totalmente distinto y sustituye la lente convergente del objetivo por un espejo cóncavo de metal que refleja la luz procedente del objeto en lugar de refractarla Antes de seguir adelante, recordaremos como se comportan los rayos que llegan a un espejo.
Imaginemos un espejo plano; cualquier rayo que a él llegue será reflejado, de tal modo que el ángulo de incidencia es igual al de reflexión (Figura 15). Si el espejo es parabólico, todos los rayos que lleguen paralelos al eje, al ser reflejados, se cortarán en un punto. (Figura 16).
Si queremos ver la imagen producida por un objeto lejano al reflejarse en un espejo, es evidente que no podemos situarnos delante de él, ya que no dejaríamos pasar los rayos, y si nos ponemos detrás
no veremos la imagen reflejada; para resolver esta dificultad, Gregory diseñó el objetivo con dos espejos cóncavos: uno de ellos —el principal— refleja los rayos procedentes del astro, recogiéndolos otro —el secundario—, que los manda al ocular situado detrás del espejo principal. (Figura 17).
En 1675 Newton ideó un telescopio semejante al de Gregory, pero en el que el espejo principal no está perforado y el secundario es plano. (Figura 18).
Por último, Hersell (1738-1822) construyó otro telescopio cuyo objetivo no tiene más que un reflector cóncavo: por tanto, los rayos sólo se reflejan
una vez y la pérdida de luz es menor que en los anteriores, presentándose la imagen más clara. (Figura 19).
A este tipo de telescopios se les llama telescopios reflectores, en contraposición con los de Galileo y Kepler, denominados telescopios refractores. También es costumbre llamar a los reflectores telescopios simplemente y anteojos a los refractores.
Podrá preguntarse el lector por qué no se adoptaron inmediatamente los telescopios reflectores, si con ellos el objetivo no produce aberración cromática, ya que Gregory lo construyó en 1650 y un siglo después aún se investigaban soluciones para eliminar esta aberración en los refractores. Ello era debido a la dificultad que entrañaba la construcción de espejos de gran tamaño. Sería necesario el desarrollo de la química y de las técnicas de construcción y pulimentación de espejos para obviar este gran inconveniente. Foucault (1819-1868) consiguió un espejo que reflejaba aproximadamente el 75 por 100 de la luz incidente. Lo explica así: «... metiendo el espejo en un baño de plata de naturaleza bastante compleja, a saber, agua destilada, alcohol puro, nitrato de plata fundido, nitrato amónico, amoníaco, goma gálbano y esencia de clavo. Este baño, al contacto con el vidrio pulimentado, se reduce, se deposita la plata y, a los veinte o veinticinco minutos, ha adquirido la capa de este metal el grueso debido; y aunque la capa así obtenida está muy brillante, se le da el último pulimento frotándola bastante tiempo con una piel teñida de óxido de hierro.»
Al conseguir Foucault sustituir los espejos de metal por los de vidrio plateado, más fáciles de fabricar, el telescopio de reflexión «inventado fuera de su época», volvió a renacer en el siglo XIX, ocupando el lugar que le correspondía.
Por sus características diferentes, los telescopios refractores son los más idóneos para observar detalladamente los astros «cercanos», mientras que los reflectores son utilizados para «descubrir» estrellas más lejanas.
Para terminar, sólo resta indicar los más importantes telescopios de la actualidad, cuyos principios teóricos coinciden básicamente con los expuestos.
Importantes refractores del mundo
1. Observatorio de Yerkes en Wisconsin (USA), inaugurado en 1897. Diámetro del objetivo: 1,02 m. Distancia focal: 19,3 m.
2. Observatorio de Lick en California (USA), inaugurado en 1888. Diámetro del objetivo: 1,02 m. Distancia focal: 17,6 m.
3. Observatorio de Mendon en París (Francia), inaugurado en 1896. Diámetro del objetivo: 0,83 m. Distancia focal: 16,2 m.
Actualmente se está construyendo en la URSS un telescopio refractor que será el más importante el mundo, con objetivo de 6 m. de diámetro.
Importantes reflectores del mundo
1. Observatorio de Monte Palomar en California (USA), inaugurado en 1948. Diámetro del objetivo: 5,08 m. Distancia focal: 16,5 m.
2. Observatorio de Lick en California (USA), inaugurado en 1959. Diámetro del objetivo: 3,05 m. Distancia focal: 16,0 m.
3. Observatorio de Partizanskoye en Crimea (URSS), inaugurado en 1960. Diámetro del objetivo: 2,64 m. Distancia focal: 18,3 m.
